stringtranslate.com

Геология Марса

Обобщенная геологическая карта Марса [1]
Марс, увиденный космическим телескопом Хаббл

Геология Марса — это научное изучение поверхности, коры и недр планеты Марс . Она уделяет особое внимание составу, структуре, истории и физическим процессам, которые формируют планету. Она аналогична области земной геологии . В планетной науке термин геология используется в самом широком смысле для обозначения изучения твердых частей планет и лун. Термин включает в себя аспекты геофизики , геохимии , минералогии , геодезии и картографии . [2] Неологизм ареология , от греческого слова Arēs (Марс), иногда появляется как синоним геологии Марса в популярных средствах массовой информации и произведениях научной фантастики (например, трилогия Кима Стэнли Робинсона «Марс »). [3] Термин ареология также используется Ареологическим обществом. [4]

Геологическая карта Марса (2014)

Марс - геологическая карта ( USGS ; 14 июля 2014 г.) ( полное изображение ) [5] [6] [7]

Глобальная топография Марса и крупномасштабные особенности

Карта Марса
( просмотр • обсуждение )
Интерактивная карта-изображение глобальной топографии Марса , на которую наложено положение марсоходов и посадочных модулей . Расцветка базовой карты указывает на относительные высоты марсианской поверхности.
Кликабельное изображение: Нажатие на метки откроет новую статью.
(   Активный •  Неактивный •  Планируется)
(См. также: Карта Марса ; Список мемориалов Марса )
Бигль 2
Любопытство
Глубокий космос 2
Понимание
Марс 2
Марс 3
Марс 6
Марсианский полярный посадочный модуль ↓
Возможность
Упорство
Феникс
Розалинд Франклин
Скиапарелли EDM
Странник
Дух
Чжуронг
Викинг 1
Викинг 2

Состав Марса

Марс — планета земной группы , прошедшая процесс планетарной дифференциации .

Миссия InSight предназначена для изучения глубоких недр Марса. [8] Миссия совершила посадку 26 ноября 2018 года. [9] и развернула чувствительный сейсмометр , чтобы обеспечить трехмерное картирование структуры глубоких недр. [10] 25 октября 2023 года ученые, получив информацию от InSight, сообщили, что под корой планеты Марс находится океан радиоактивной магмы . [11]

Глобальная физиография

Марс имеет ряд отчетливых, крупномасштабных особенностей поверхности, которые указывают на типы геологических процессов, которые действовали на планете с течением времени. В этом разделе представлены несколько крупных физико-географических регионов Марса. Вместе эти регионы иллюстрируют, как геологические процессы, включающие вулканизм , тектонизм , воду, лед и удары, сформировали планету в глобальном масштабе.

Дихотомия полушарий

Цветные карты затененного рельефа, созданные с помощью Mars Orbital Laser Altimeter (MOLA), на которых показаны высоты в западном и восточном полушариях Марса. (Слева): Западное полушарие занято регионом Тарсис (красный и коричневый). Высокие вулканы показаны белым. Долина Маринера (синяя) — это длинная, похожая на впадину структура справа. (Справа): Восточное полушарие показывает кратерированные возвышенности (от желтого до красного) с бассейном Эллада (темно-синий/фиолетовый) в нижнем левом углу. Провинция Элизий находится в правом верхнем углу. Области к северу от границы дихотомии показаны оттенками синего на обеих картах.

Северное и южное полушария Марса разительно отличаются друг от друга по топографии и физиографии. Эта дихотомия является фундаментальной глобальной геологической особенностью планеты. Северная часть представляет собой огромную топографическую депрессию. Около одной трети поверхности (в основном в северном полушарии) лежит на 3–6 км ниже по высоте, чем южные две трети. Это особенность рельефа первого порядка наравне с разницей высот между континентами и океаническими бассейнами Земли. [12] Дихотомия также выражается двумя другими способами: как разница в плотности ударных кратеров и толщине земной коры между двумя полушариями. [13] Полушарие к югу от границы дихотомии (часто называемое южными возвышенностями или возвышенностями) очень сильно кратерировано и древнее, характеризуется неровными поверхностями, которые относятся к периоду интенсивной бомбардировки . Напротив, низменности к северу от границы дихотомии имеют мало крупных кратеров, очень гладкие и плоские и имеют другие особенности, указывающие на то, что с момента образования южных возвышенностей произошла обширная перестройка поверхности. Третье различие между двумя полушариями заключается в толщине земной коры. Топографические и геофизические данные гравитации указывают на то, что кора в южных возвышенностях имеет максимальную толщину около 58 км (36 миль), тогда как кора в северных низменностях «достигает пика» около 32 км (20 миль) в толщину. [14] [15] Местоположение границы дихотомии варьируется по широте по всему Марсу и зависит от того, какое из трех физических выражений дихотомии рассматривается.

Происхождение и возраст полушарной дихотомии до сих пор являются предметом споров. [16] Гипотезы происхождения обычно делятся на две категории: во-первых, дихотомия была вызвана мега-импульсным событием или несколькими крупными ударами в начале истории планеты (экзогенные теории) [17] [18] [19] или во-вторых, дихотомия была вызвана истончением коры в северном полушарии из-за конвекции мантии, опрокидывания или других химических и термических процессов внутри планеты (эндогенные теории). [20] [21] Одна эндогенная модель предполагает ранний эпизод тектоники плит, приведший к образованию более тонкой коры на севере, подобно тому, что происходит при расширении границ плит на Земле. [22] Независимо от своего происхождения, марсианская дихотомия, по-видимому, чрезвычайно стара. Новая теория, основанная на Южном полярном гигантском ударе [23] и подтвержденная открытием двенадцати полусферических выравниваний [24], показывает, что экзогенные теории, по-видимому, сильнее эндогенных теорий и что на Марсе никогда не было тектоники плит [25] [26] , которая могла бы изменить дихотомию. Лазерные высотомеры и данные радиолокационного зондирования с орбитальных космических аппаратов выявили большое количество структур размером с бассейн, ранее скрытых на визуальных изображениях. Называемые квазикруглыми впадинами (ККВ), эти особенности, вероятно, представляют собой заброшенные ударные кратеры периода интенсивной бомбардировки, которые теперь покрыты слоем более молодых отложений. Исследования ККВ с подсчетом кратеров показывают, что подстилающая поверхность в северном полушарии по крайней мере такая же старая, как и самая старая открытая кора в южных нагорьях. [27] Древний возраст дихотомии накладывает значительные ограничения на теории ее происхождения. [28]

Вулканические провинции Тарсис и Элизиум

По обе стороны границы дихотомии в западном полушарии Марса находится массивная вулкано-тектоническая провинция, известная как регион Тарсис или выступ Тарсис. Эта огромная, возвышенная структура имеет диаметр в тысячи километров и покрывает до 25% поверхности планеты. [29] В среднем на 7–10 км выше уровня моря (марсианский «уровень моря») Тарсис содержит самые высокие возвышенности на планете и самые большие известные вулканы в Солнечной системе. Три огромных вулкана, Ascraeus Mons , Pavonis Mons и Arsia Mons (вместе известные как горы Тарсис ), расположены в направлении NE-SW вдоль гребня выступа. Огромная гора Альба (ранее Альба Патера) занимает северную часть региона. Огромный щитовой вулкан Олимп находится за пределами главного выступа, на западном краю провинции. Чрезвычайная массивность Тарсиса оказала огромное давление на литосферу планеты . В результате огромные разломы растяжения ( грабены и рифтовые долины ) расходятся от Тарсиса, охватывая половину планеты. [30]

Меньший вулканический центр находится в нескольких тысячах километров к западу от Тарсиса в Элизиуме . Вулканический комплекс Элизиум имеет диаметр около 2000 километров и состоит из трех основных вулканов: Элизиум Монс , Гекатес Купол и Альбор Купол . Считается, что группа вулканов Элизиум несколько отличается от Тарсиса Монтес, поскольку в развитии первого участвовали как лавы, так и пирокластика . [31]

Большие ударные бассейны

На Марсе есть несколько огромных круглых ударных бассейнов. Самый большой из них, который легко увидеть, — это бассейн Эллада , расположенный в южном полушарии. Это вторая по величине подтвержденная ударная структура на планете, центр которой находится примерно в 64° восточной долготы и 40° южной широты. Центральная часть бассейна (равнина Эллада) имеет диаметр 1800 км [32] и окружена широкой, сильно эродированной кольцевой структурой обода, характеризующейся близко расположенными неровными неровными горами ( массивами ), которые, вероятно, представляют собой приподнятые, сдвинутые блоки старой коры до образования бассейна. [33] (См. , например, Anseris Mons .) Древние вулканические сооружения с низким рельефом (высокогорные патеры) расположены в северо-восточной и юго-западной частях обода. Дно бассейна содержит толстые, структурно сложные осадочные отложения, которые имеют длительную геологическую историю осаждения, эрозии и внутренней деформации. Самые низкие точки на планете находятся в бассейне Эллада, при этом некоторые участки дна бассейна лежат более чем на 8 км ниже точки отсчета. [34]

Две другие крупные ударные структуры на планете — это бассейны Аргир и Исидис . Как и Эллада, Аргир (800 км в диаметре) расположен в южном нагорье и окружен широким кольцом гор. Горы в южной части обода, Харитум Монтес , могли быть размыты ледниками долины и ледяными щитами в какой-то момент истории Марса. [35] Бассейн Исидис (примерно 1000 км в диаметре) лежит на границе дихотомии примерно на 87° восточной долготы. Северо-восточная часть обода бассейна была размыта и теперь погребена под отложениями северных равнин, что придает бассейну полукруглый контур. Северо-западный край бассейна характеризуется дугообразными грабенами ( Nili Fossae ), которые окружают бассейн. Еще один большой бассейн, Утопия , полностью погребен под отложениями северных равнин. Его контур четко различим только по данным альтиметрии. Все крупные бассейны на Марсе чрезвычайно старые, датируемые поздней тяжелой бомбардировкой. Считается, что их возраст сопоставим с бассейнами Дождей и Ориентале на Луне.

Система экваториальных каньонов

Viking Orbiter 1, вид на долину Маринера.

Около экватора в западном полушарии расположена огромная система глубоких, взаимосвязанных каньонов и впадин, известных под общим названием Долины Маринера . Система каньонов простирается на восток от Тарсиса на длину более 4000 км, что составляет почти четверть окружности планеты. Если бы Долины Маринера были помещены на Землю, они бы охватывали ширину Северной Америки. [36] Местами каньоны достигают 300 км в ширину и 10 км в глубину. Часто сравниваемый с Большим каньоном Земли , Долины Маринера имеют совсем иное происхождение, чем его более крошечный, так называемый аналог на Земле. Большой каньон в значительной степени является продуктом водной эрозии. Марсианские экваториальные каньоны имели тектоническое происхождение, то есть они были образованы в основном путем разломов. Они могут быть похожи на Восточно-Африканские рифтовые долины. [37] Каньоны представляют собой поверхностное выражение мощной деформации растяжения в марсианской коре, вероятно, из-за нагрузки от выступа Фарсиды. [38]

Хаотичный рельеф и каналы оттока

Местность на восточном конце долины Маринер переходит в плотные нагромождения низких округлых холмов, которые, по-видимому, образовались в результате обрушения возвышенностей, образовав широкие, заполненные щебнем впадины. [39] Называемые хаотичным рельефом , эти области отмечают верховья огромных отточных каналов , которые выходят в полном размере из хаотичного рельефа и опустошаются ( debouch ) на севере в Chryse Planitia . Наличие обтекаемых островов и других геоморфологических особенностей указывает на то, что каналы, скорее всего, были образованы катастрофическими выбросами воды из водоносных горизонтов или таянием подземного льда. Однако эти особенности также могли быть образованы обильными потоками вулканической лавы, поступающими из Фарсиды. [40] Каналы, которые включают долины Ареса , Шалбатана , Симуд и Тиу, огромны по земным меркам, и потоки, которые их сформировали, соответственно огромны. Например, максимальный расход воды, необходимый для образования долины Арес шириной 28 км, оценивается в 14 миллионов кубических метров (500 миллионов кубических футов) в секунду, что в десять тысяч раз превышает средний расход реки Миссисипи. [41]

Изображение Planum Boreum , полученное с помощью Mars Orbital Laser Altimeter (MOLA) . Вертикальное преувеличение чрезвычайно велико. Обратите внимание, что остаточная ледяная шапка — это всего лишь тонкая оболочка (показана белым) на вершине плато.

Ледяные шапки

Полярные ледяные шапки являются хорошо известными телескопическими особенностями Марса, впервые обнаруженными Христианом Гюйгенсом в 1672 году. [42] С 1960-х годов мы знаем, что сезонные шапки (те, которые видны в телескоп как растущие и убывающие сезонно) состоят из льда диоксида углерода (CO 2 ), который конденсируется из атмосферы, когда температура падает до 148 К, точки замерзания CO 2 , во время полярной зимы. [43] На севере лед CO 2 полностью рассеивается ( возгоняется ) летом, оставляя после себя остаточную шапку из водяного льда (H 2 O). На южном полюсе небольшая остаточная шапка из льда CO 2 сохраняется летом.

Оба остаточных ледяных покрова залегают над толстыми слоистыми отложениями перемежающегося льда и пыли. На севере слоистые отложения образуют плато высотой 3 км и диаметром 1000 км, называемое Planum Boreum . Похожее плато толщиной в километры, Planum Australe , находится на юге. Оба plana (латинское множественное число от planum) иногда рассматриваются как синонимы полярных ледяных покровов, но постоянный лед (на изображениях виден как высокое альбедо, белые поверхности) образует лишь относительно тонкую мантию поверх слоистых отложений. Слоистые отложения, вероятно, представляют собой чередующиеся циклы отложения пыли и льда, вызванные изменениями климата, связанными с изменениями орбитальных параметров планеты с течением времени (см. также циклы Миланковича ). Полярные слоистые отложения являются одними из самых молодых геологических единиц на Марсе.

Геологическая история

Особенности альбедо

Проекция Мольвейде особенностей альбедо на Марсе с космического телескопа Хаббл. Яркие охристые области слева, в центре и справа — это Тарсис, Аравия и Элизий соответственно. Темная область вверху в центре слева — это Ацидалийская равнина. Большой Сирт — это темная область, выступающая вверх в центре справа. Обратите внимание на орографические облака над Олимпом и Элизийскими горами (слева и справа соответственно).

На Марсе нет рельефа, видимого с Земли. Яркие области и темные отметины, видимые в телескоп, являются особенностями альбедо . Яркие, красно- охристые области - это места, где поверхность покрыта мелкой пылью. Яркие области (исключая полярные шапки и облака) включают Элладу, Фарсиду и Аравийскую Землю . Темно-серые отметины представляют собой области, которые ветер очистил от пыли, оставив после себя нижний слой темного каменистого материала. Темные отметины наиболее отчетливы в широком поясе от 0° до 40° южной широты. Однако самая заметная темная отметина, Syrtis Major Planum , находится в северном полушарии. [44] Классическая особенность альбедо, Mare Acidalium ( Acidalia Planitia ), является еще одной заметной темной областью в северном полушарии. Третий тип области, промежуточный по цвету и альбедо, также присутствует и, как полагают, представляет собой области, содержащие смесь материала из ярких и темных областей. [45]

Ударные кратеры

Ударные кратеры были впервые обнаружены на Марсе космическим аппаратом Mariner 4 в 1965 году. [46] Ранние наблюдения показали, что марсианские кратеры, как правило, были более мелкими и гладкими, чем лунные кратеры, что указывает на то, что Марс имеет более активную историю эрозии и отложений, чем Луна. [47]

В других аспектах марсианские кратеры напоминают лунные кратеры. Оба являются продуктами гиперскоростных ударов и демонстрируют прогрессию типов морфологии с увеличением размера. Марсианские кратеры диаметром менее 7 км называются простыми кратерами; они имеют форму чаши с острыми приподнятыми краями и имеют соотношение глубины к диаметру около 1/5. [48] Марсианские кратеры изменяются от простых к более сложным типам при диаметрах примерно от 5 до 8 км. Сложные кратеры имеют центральные пики (или комплексы пиков), относительно плоские дна и террасы или оползни вдоль внутренних стенок. Сложные кратеры мельче простых кратеров пропорционально их ширине, с соотношением глубины к диаметру в диапазоне от 1/5 при диаметре перехода от простого к сложному (~7 км) до примерно 1/30 для кратера диаметром 100 км. Другой переход происходит при диаметрах кратеров около 130 км, когда центральные пики превращаются в концентрические кольца холмов, образуя многокольцевые бассейны . [49]

На Марсе самое большое разнообразие типов ударных кратеров среди всех планет Солнечной системы. [50] Это отчасти объясняется тем, что наличие как каменистых, так и богатых летучими веществами слоев в недрах приводит к появлению различных морфологий даже среди кратеров в пределах одного класса размеров. У Марса также есть атмосфера, которая играет роль в размещении выбросов и последующей эрозии. Более того, на Марсе уровень вулканической и тектонической активности достаточно низок, чтобы древние, эродированные кратеры все еще сохранились, но достаточно высок, чтобы всплыли большие площади, создавая разнообразный спектр популяций кратеров сильно различающегося возраста. На Марсе каталогизировано более 42 000 ударных кратеров диаметром более 5 км, [51] а количество более мелких кратеров, вероятно, бесчисленно. Плотность кратеров на Марсе самая высокая в южном полушарии, к югу от границы дихотомии. Именно там расположено большинство крупных кратеров и бассейнов.

Морфология кратеров дает информацию о физической структуре и составе поверхности и недр во время удара. Например, размер центральных пиков в марсианских кратерах больше, чем у сопоставимых кратеров на Меркурии или Луне. [52] Кроме того, центральные пики многих крупных кратеров на Марсе имеют кратеры-ямки на своих вершинах. Центральные кратеры-ямки редки на Луне, но очень распространены на Марсе и ледяных спутниках внешней Солнечной системы. Большие центральные пики и обилие кратеров-ямок, вероятно, указывают на наличие приповерхностного льда во время удара. [50] По направлению к полюсу на 30 градусов широты форма старых ударных кратеров скругляется (« смягчается ») ускорением ползучести почвы подземным льдом. [53]

Наиболее заметным отличием марсианских кратеров от других кратеров Солнечной системы является наличие дольчатых (флюидизированных) слоев выброса. Многие кратеры в экваториальных и средних широтах на Марсе имеют такую ​​форму морфологии выброса, которая, как полагают, возникает, когда ударяющий объект плавит лед в недрах. Жидкая вода в выброшенном материале образует грязную жижу, которая течет по поверхности, образуя характерные формы долей. [54] [55] Кратер Юты является хорошим примером кратера-вала , который так называется из-за похожего на вал края его слоя выброса. [56]

Марсианские кратеры обычно классифицируются по их выбросам. Кратеры с одним слоем выброса называются кратерами с однослойным выбросом (SLE). Кратеры с двумя наложенными друг на друга слоями выброса называются кратерами с двухслойным выбросом (DLE), а кратеры с более чем двумя слоями выброса называются кратерами с многослойным выбросом (MLE). Считается, что эти морфологические различия отражают различия в составе (например, перемежающийся лед, камень или вода) в недрах во время удара. [57] [58]

Кратер на пьедестале в четырехугольнике Амазонии , снимок HiRISE .

Марсианские кратеры демонстрируют большое разнообразие состояний сохранности, от чрезвычайно свежих до старых и эродированных. Деградировавшие и заполненные ударные кратеры регистрируют изменения вулканической , речной и эоловой активности в течение геологического времени. [59] Кратеры-пьедесталы — это кратеры , выбросы которых находятся над окружающей местностью, образуя приподнятые платформы. Они возникают из-за того, что выбросы кратера образуют устойчивый слой, так что область, ближайшая к кратеру, эродирует медленнее, чем остальная часть региона. Некоторые пьедесталы находились на сотни метров выше окружающей местности, что означает, что были эродированы сотни метров материала. Кратеры-пьедесталы были впервые обнаружены во время миссии Mariner 9 в 1972 году. [60] [61] [62]

Вулканизм

Первое рентгеновское дифракционное изображение марсианского грунта - анализ CheMin выявил полевой шпат , пироксены , оливин и многое другое ( марсоход Curiosity в « Рокнесте »). [63]

Вулканические структуры и рельефы покрывают большую часть поверхности Марса. Самые заметные вулканы на Марсе расположены в Тарсисе и Элизиуме . Геологи считают, что одной из причин, по которой вулканы на Марсе смогли вырасти до таких размеров, является то, что у Марса меньше тектонических границ по сравнению с Землей. [64] Лава из стационарной горячей точки могла накапливаться в одном месте на поверхности в течение многих сотен миллионов лет.

Ученые никогда не регистрировали активных извержений вулканов на поверхности Марса. [65] Поиски тепловых сигнатур и изменений поверхности за последнее десятилетие не дали доказательств активного вулканизма. [66]

17 октября 2012 года марсоход Curiosity на планете Марс в « Рокнесте » выполнил первый рентгеновский дифракционный анализ марсианского грунта . Результаты анализатора CheMin марсохода показали наличие нескольких минералов, включая полевой шпат , пироксены и оливин , и предположили, что марсианский грунт в образце был похож на «выветренные базальтовые почвы » гавайских вулканов . [63] В июле 2015 года тот же марсоход идентифицировал тридимит в образце породы из кратера Гейл, что привело ученых к выводу, что кремниевый вулканизм мог играть гораздо более распространенную роль в вулканической истории планеты, чем считалось ранее. [67]

Седиментология

Коллекция сфер, каждая диаметром около 3 мм, полученная с помощью марсохода Opportunity

Текущая вода, по-видимому, была обычным явлением на поверхности Марса в различные моменты его истории, и особенно на древнем Марсе. [68] Многие из этих потоков прорезали поверхность, образуя сети долин и производя осадок. Этот осадок был переотложен в самых разных влажных средах, включая аллювиальные конусы выноса , извилистые каналы, дельты , озера и, возможно, даже океаны. [69] [70] [71] Процессы отложения и транспортировки связаны с гравитацией. Из-за гравитации, связанных с ней различий в потоках воды и скоростях потока, выведенных из распределения размеров зерен, марсианские ландшафты были созданы различными условиями окружающей среды. [72] Тем не менее, существуют и другие способы оценки количества воды на древнем Марсе (см.: Вода на Марсе ). Подземные воды были вовлечены в цементацию эоловых осадков и образование и транспортировку самых разных осадочных минералов, включая глины, сульфаты и гематит . [73]

Когда поверхность была сухой, ветер был основным геоморфологическим агентом. Переносимые ветром песчаные тела, такие как мегарифли и дюны, чрезвычайно распространены на современной марсианской поверхности, и Opportunity задокументировал обильные эоловые песчаники на своем пути. [74] Вентифакты , такие как Джейк Матиевич (скала) , являются еще одним эоловым рельефом на марсианской поверхности. [75]

На Марсе также локально присутствует широкий спектр других седиментологических фаций, включая ледниковые отложения , горячие источники , отложения движения сухой массы (особенно оползни ), а также криогенный и перигляциальный материал и многое другое. [69] Доказательства существования древних рек, [76] озера, [77] [78] и полей дюн [79] [80] [81] были обнаружены в сохранившихся слоях марсоходами на плато Меридиана и в кратере Гейла.

Общие характеристики поверхности

Подземные воды на Марсе

Одна группа исследователей предположила, что некоторые слои на Марсе были вызваны подземными водами, поднимающимися на поверхность во многих местах, особенно внутри кратеров. Согласно теории, подземные воды с растворенными минералами вышли на поверхность, в кратерах и позже вокруг них, и помогли сформировать слои, добавив минералы (особенно сульфат) и цементирующие отложения. Эта гипотеза подтверждается моделью подземных вод и сульфатами, обнаруженными на большой территории. [82] [83] Сначала, исследуя поверхностные материалы с помощью марсохода Opportunity , ученые обнаружили, что подземные воды неоднократно поднимались и откладывали сульфаты. [73] [84] [85] [86] [87] Более поздние исследования с помощью инструментов на борту Mars Reconnaissance Orbiter показали, что те же виды материалов существовали на большой территории, которая включала Аравию. [88]

Интересные геоморфологические особенности

Лавины

19 февраля 2008 года снимки, полученные камерой HiRISE на Mars Reconnaissance Orbiter, показали впечатляющую лавину, в которой обломки, предположительно мелкозернистые льды, пыль и крупные блоки, упали с 700-метровой (2300 футов) скалы. Доказательством лавины стали пылевые облака, поднявшиеся со скалы впоследствии. [89] Предполагается, что такие геологические события являются причиной геологических узоров, известных как полосы склонов.

Возможные пещеры

Ученые НАСА, изучающие фотографии с космического корабля Odyssey, обнаружили то, что может быть семью пещерами на склонах вулкана Арсия Монс на Марсе . Входы в ямы имеют ширину от 100 до 252 метров (от 328 до 827 футов), и, как полагают, их глубина составляет не менее 73–96 метров (от 240 до 315 футов). Смотрите изображение ниже: ямы были неофициально названы (A) Дена, (B) Хлоя, (C) Венди, (D) Энни, (E) Эбби (слева) и Никки, и (F) Джин. Было обнаружено, что пол Дены имеет глубину 130 м. [90] Дальнейшие исследования показали, что это не обязательно были «световые люки» лавовых трубок. [91] Обзор изображений привел к еще большему количеству открытий глубоких ям. [92] Недавно Центр астрогеологии Геологической службы США (USGS) разработал глобальную базу данных (MG C 3 ) из более чем 1000 кандидатов на марсианские пещеры в горах Тарсис . [93] В 2021 году ученые применят алгоритмы машинного обучения для расширения базы данных MG C 3 по всей поверхности Марса. [94]

Было высказано предположение, что исследователи Марса могли использовать лавовые трубки в качестве убежищ. Пещеры могут быть единственными естественными структурами, обеспечивающими защиту от микрометеоритов , ультрафиолетового излучения , солнечных вспышек и частиц высокой энергии , бомбардирующих поверхность планеты. [95] Эти особенности могут улучшить сохранение биосигнатур в течение длительных периодов времени и сделать пещеры привлекательной целью астробиологии в поисках доказательств жизни за пределами Земли. [96] [97] [98]

Перевернутый рельеф

Некоторые области Марса демонстрируют перевернутый рельеф, где особенности, которые когда-то были углублениями, такими как ручьи, теперь находятся над поверхностью. Считается, что материалы, такие как крупные камни, откладывались в низинных областях. Позже ветровая эрозия удалила большую часть поверхностных слоев, но оставила после себя более устойчивые отложения. Другими способами создания перевернутого рельефа могут быть лава, текущая по руслу ручья, или материалы, сцементированные минералами, растворенными в воде. На Земле материалы, сцементированные кремнеземом, обладают высокой устойчивостью ко всем видам эрозионных сил. Примеры перевернутых каналов на Земле обнаружены в формации Cedar Mountain около Грин-Ривер, штат Юта . Перевернутый рельеф в форме ручьев является еще одним доказательством того, что вода текла по поверхности Марса в прошлые времена. [99] Перевернутый рельеф в форме ручьев предполагает, что климат был другим — гораздо более влажным — когда формировались перевернутые каналы.

В статье, опубликованной в 2010 году, большая группа ученых поддержала идею поиска жизни в кратере Миямото из-за перевернутых русел рек и минералов, которые указывали на присутствие воды в прошлом. [100]

Ниже приведены изображения примеров перевернутого рельефа из разных частей Марса.

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ П. Засада (2013) Обобщенная геологическая карта Марса, 1:140.000.000, ссылка на источник.
  2. ^ Грили, Рональд (1993). Планетарные ландшафты (2-е изд.). Нью-Йорк: Chapman & Hall. стр. 1. ISBN 0-412-05181-8.
  3. ^ "World Wide Words: Areologist". World Wide Words . Получено 11 октября 2017 г. .
  4. ^ "Ареологическое общество". Ареологическое общество . Архивировано из оригинала 2021-11-07 . Получено 2021-11-07 .
  5. ^ Танака, Кеннет Л.; Скиннер, Джеймс А. младший; Дом, Джеймс М.; Ирвин, Россман П., III; Колб, Эрик Дж.; Фортеццо, Кори М.; Платц, Томас; Майкл, Грегори Г.; Хэр, Трент М. (14 июля 2014 г.). "Геологическая карта Марса - 2014". USGS . Получено 22 июля 2014 г.{{cite web}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  6. ^ Криш, Джошуа А. (22 июля 2014 г.). «Совершенно новый взгляд на лицо Марса». New York Times . Получено 22 июля 2014 г.
  7. ↑ Staff (14 июля 2014 г.). "Марс - Геологическая карта - Видео (00:56)". USGS . Получено 22 июля 2014 г. .
  8. ^ Чанг, Кеннет (30 апреля 2018 г.). «Mars InSight: путешествие NASA в самые глубокие тайны Красной планеты». The New York Times . Получено 30 апреля 2018 г.
  9. ↑ Чанг, Кеннет (5 мая 2018 г.). «NASA's InSight отправляется в полугодовое путешествие на Марс». The New York Times . Получено 5 мая 2018 г.
  10. ^ Посадочный модуль InSight завершил размещение сейсмометра на Марсе. Стивен Кларк, Space Flight Now . 4 февраля 2019 г.
  11. ↑ Эндрюс, Робин Джордж (25 октября 2023 г.). «Радиоактивное море магмы скрывается под поверхностью Марса — открытие помогло показать, почему ядро ​​красной планеты не такое большое, как предполагалось ранее». The New York Times . Архивировано из оригинала 25 октября 2023 г. . Получено 26 октября 2023 г.
  12. ^ Уоттерс, Томас Р.; Макговерн, Патрик Дж.; Ирвин III, Россман П. (2007). «Разделенные полушария: дихотомия земной коры на Марсе» (PDF) . Annu. Rev. Earth Planet. Sci . 35 (1): 621–652 [624, 626]. Bibcode :2007AREPS..35..621W. doi :10.1146/annurev.earth.35.031306.140220. Архивировано из оригинала (PDF) 2011-07-20.
  13. ^ Карр 2006, стр. 78–79.
  14. ^ Зубер, MT; Соломон, SC; Филлипс, RJ; Смит, DE; Тайлер, GL; Ааронсон, O; Балмино, G; Банердт, WB; и др. (2000). «Внутренняя структура и ранняя тепловая эволюция Марса по данным Mars Global Surveyor Topography and Gravity». Science . 287 (5459): 1788–93. Bibcode :2000Sci...287.1788Z. doi :10.1126/science.287.5459.1788. PMID  10710301.
  15. ^ Нойманн, GA (2004). "Структура земной коры Марса по гравитации и топографии" (PDF) . Журнал геофизических исследований . 109 (E8). Bibcode :2004JGRE..109.8002N. doi : 10.1029/2004JE002262 .
  16. ^ Чангела, Хитеш Г.; Хацитеодоридис, Элиас; Антунес, Андре; Бити, Дэвид; Боу, Кристиан; Бриджес, Джон К.; Чапова, Клара Анна; Кокелл, Чарльз С.; Конли, Кэтрин А.; Дадачева Екатерина; Даллас, Тиффани Д. (декабрь 2021 г.). «Марс: новые идеи и нерешенные вопросы». Международный журнал астробиологии . 20 (6): 394–426. arXiv : 2112.00596 . Бибкод : 2021IJAsB..20..394C. дои : 10.1017/S1473550421000276. ISSN  1473-5504. S2CID  244773061.
  17. ^ Вильгельмс, Д. Э.; Сквайрес, С. В. (1984). «Марсианская полусферическая дихотомия может быть следствием гигантского удара». Nature . 309 (5964): 138–140. Bibcode :1984Natur.309..138W. doi :10.1038/309138a0. S2CID  4319084.
  18. ^ Фрей, Герберт; Шульц, Ричард А. (1988). «Большие ударные бассейны и мега-ударное происхождение коровой дихотомии на Марсе». Geophysical Research Letters . 15 (3): 229–232. Bibcode : 1988GeoRL..15..229F. doi : 10.1029/GL015i003p00229.
  19. ^ Эндрюс-Ханна, Дж. К. и др. (2008). «Бассейн Бореалис и происхождение марсианской коровой дихотомии». Nature . 453 (7199). стр. 1212–5; см. стр. 1212. Bibcode :2008Natur.453.1212A. doi :10.1038/nature07011. PMID  18580944. S2CID  1981671.
  20. ^ Wise, Donald U.; Golombek, Matthew P.; McGill, George E. (1979). «Тектоническая эволюция Марса». Журнал геофизических исследований . 84 (B14): 7934–7939. Bibcode : 1979JGR....84.7934W. doi : 10.1029/JB084iB14p07934.
  21. ^ Элкинс-Тантон, Линда Т.; Хесс, Пол К.; Парментье, Э.М. (2005). "Возможное образование древней коры на Марсе через процессы магматического океана" (PDF) . Журнал геофизических исследований . 110 (E12): E120S01. Bibcode :2005JGRE..11012S01E. doi : 10.1029/2005JE002480 .
  22. ^ Sleep, Norman H. (1994). «Тектоника марсианских плит». Журнал геофизических исследований . 99 (E3): 5639–5655. Bibcode : 1994JGR....99.5639S. doi : 10.1029/94JE00216.
  23. ^ Леоне, Джованни; Такли, Пол Дж.; Герья, Тарас В.; Мэй, Дэйв А.; Чжу, Гуйчжи (28.12.2014). «Трехмерное моделирование гипотезы столкновения с южным полярным гигантом для происхождения марсианской дихотомии». Geophysical Research Letters . 41 (24): 2014GL062261. Bibcode : 2014GeoRL..41.8736L. doi : 10.1002/2014GL062261 . ISSN  1944-8007.
  24. ^ Леоне, Джованни (2016-01-01). «Выравнивание вулканических особенностей в южном полушарии Марса, вызванное миграцией мантийных плюмов». Журнал вулканологии и геотермальных исследований . 309 : 78–95. Bibcode : 2016JVGR..309...78L. doi : 10.1016/j.jvolgeores.2015.10.028.
  25. ^ О'Рурк, Джозеф Г.; Коренага, Джун (2012-11-01). «Эволюция планет земного типа в режиме застойной крышки: эффекты размера и образование самодестабилизирующейся коры». Icarus . 221 (2): 1043–1060. arXiv : 1210.3838 . Bibcode :2012Icar..221.1043O. doi :10.1016/j.icarus.2012.10.015. S2CID  19823214.
  26. ^ Вонг, Тереза; Соломатов, Вячеслав С (2015-07-02). "К законам масштабирования для инициирования субдукции на планетах земной группы: ограничения из двумерного моделирования стационарной конвекции". Progress in Earth and Planetary Science . 2 (1): 18. Bibcode :2015PEPS....2...18W. doi : 10.1186/s40645-015-0041-x . ISSN  2197-4284.
  27. ^ Уоттерс, ТР; Макговерн, Патрик Дж.; Ирвин, РП (2007). «Полушария врозь: дихотомия земной коры на Марсе». Annu. Rev. Earth Planet. Sci . 35 (1): 630–635. Bibcode : 2007AREPS..35..621W. doi : 10.1146/annurev.earth.35.031306.140220. S2CID  129936814.
  28. ^ Соломон, SC; Ааронсон, O; Орноу, JM; Банердт, WB; Карр, MH; Домбард, AJ; Фрей, HV; Голомбек, MP; и др. (2005). «Новые перспективы древнего Марса». Science . 307 (5713): 1214–20. Bibcode :2005Sci...307.1214S. doi :10.1126/science.1101812. hdl : 2060/20040191823 . PMID  15731435. S2CID  27695591.
  29. ^ Соломон, Шон К.; Хед, Джеймс У. (1982). «Эволюция провинции Тарсис на Марсе: важность неоднородной толщины литосферы и вулканического строения». J. Geophys. Res . 87 (B12): 9755–9774. Bibcode : 1982JGR....87.9755S. doi : 10.1029/JB087iB12p09755.
  30. ^ Карр, МХ (2007). Марс: поверхность и внутренняя часть в Энциклопедии Солнечной системы, 2-е изд., Макфадден, Л.-А. и др. Ред. Elsevier: Сан-Диего, Калифорния, стр.319
  31. ^ Кэттермоул, Питер Джон (2001). Марс: тайна раскрывается. Оксфорд: Oxford University Press. стр. 71. ISBN 0-19-521726-8.
  32. ^ Бойс, Дж. М. (2008) Смитсоновская книга Марса; Konecky&Konecky: Old Saybrook, CT, стр. 13.
  33. ^ Карр, М. Х.; Сондерс, Р. С.; Стром Р. Г. (1984). Геология планет земной группы; Отделение научной и технической информации НАСА: Вашингтон, округ Колумбия, 1984, стр. 223. http://www.lpi.usra.edu/publications/books/geologyTerraPlanets/
  34. ^ Хартманн 2003, стр. 70–73
  35. ^ Каргель, Дж. С.; Штром, Р. Г. (1992). «Древнее оледенение на Марсе». Геология . 20 (1): 3–7. Bibcode :1992Geo....20....3K. doi :10.1130/0091-7613(1992)020<0003:AGOM>2.3.CO;2.
  36. ^ Каргель, Дж. С. (2004) Марс: более теплая и влажная планета; Springer-Praxis: Лондон, стр. 52.
  37. ^ Карр 2006, стр. 95
  38. ^ Хартманн 2003, стр. 316
  39. ^ Карр 2006, стр. 114
  40. ^ Леоне, Джованни (1 мая 2014 г.). «Сеть лавовых трубок как источник происхождения Labyrinthus Noctis и Valles Marineris на Марсе». Журнал вулканологии и геотермальных исследований . 277 : 1–8. Бибкод : 2014JVGR..277....1L. doi :10.1016/j.jvolgeores.2014.01.011.
  41. ^ Бейкер, Виктор Р. (2001). «Вода и марсианский ландшафт». Nature . 412 (6843). стр. 228–36; см. стр. 231 Рис. 5. Bibcode : 2001Natur.412..228B. doi : 10.1038/35084172. PMID  11449284. S2CID  4431293.
  42. ^ Шихан, У. (1996). Планета Марс: история наблюдений и открытий; Издательство Аризонского университета: Тусон, стр. 25. http://www.uapress.arizona.edu/onlinebks/mars/contents.htm Архивировано 11 сентября 2017 г. на Wayback Machine .
  43. ^ Лейтон, Р. Б.; Мюррей, Б. К. (1966). «Поведение углекислого газа и других летучих веществ на Марсе». Science . 153 (3732): 136–144. Bibcode :1966Sci...153..136L. doi :10.1126/science.153.3732.136. PMID  17831495. S2CID  28087958.
  44. ^ Карр 2006, стр. 1
  45. ^ Arvidson, Raymond E.; Guinness, Edward A.; Dale-Bannister, Mary A.; Adams, John; Smith, Milton; Christensen, Philip R.; Singer, Robert B. (1989). «Природа и распределение поверхностных отложений в Chryse Planitia и окрестностях, Марс». J. Geophys. Res . 94 (B2): 1573–1587. Bibcode : 1989JGR....94.1573A. doi : 10.1029/JB094iB02p01573.
  46. ^ Лейтон, Р. Б.; Мюррей, Б. К.; Шарп, Р. П.; Аллен, Дж. Д.; Слоан, Р. К. (1965). «Фотографии Марса с помощью Mariner IV: начальные результаты». Science . 149 (3684): 627–630. Bibcode :1965Sci...149..627L. doi :10.1126/science.149.3684.627. PMID  17747569. S2CID  43407530.
  47. ^ Лейтон, Р. Б.; Горовиц, Нью-Гэмпшир; Мюррей, Британская Колумбия; Шарп, Р. П.; Херриман, А. Х.; Янг, А. Т.; Смит, Б. А.; Дэвис, М. Э.; Леови, К. Б. (1969). «Телевизионные изображения Mariner 6 и 7: предварительный анализ». Science . 166 (3901): 49–67. Bibcode :1969Sci...166...49L. doi :10.1126/science.166.3901.49. PMID  17769751.
  48. ^ Пайк, Р. Дж. (1980). «Формирование сложных ударных кратеров: свидетельства с Марса и других планет». Icarus . 43 (1): 1–19 [5]. Bibcode :1980Icar...43....1P. doi :10.1016/0019-1035(80)90083-4.
  49. ^ Карр 2006, стр. 24–27.
  50. ^ ab Strom, RG; Croft, SK; Barlow, NG (1992). "The Martian Impact Cratering Record". В Kieffer, HH; Jakosky, BM; Snyder, CW; et al. (ред.). Mars . Tucson: University of Arizona Press. стр. 384–385. ISBN 978-0-8165-1257-7.
  51. ^ Барлоу, Н. Г. (1988). «Распределение размеров-частот кратеров и пересмотренная марсианская относительная хронология». Icarus . 75 (2): 285–305. Bibcode :1988Icar...75..285B. doi :10.1016/0019-1035(88)90006-1.
  52. ^ Хейл, WS; Хед, JW (1981). Lunar Planet. Sci. XII, стр. 386-388. (аннотация 1135). http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1981/pdf/1135.pdf
  53. ^ Сквайрес, Стивен В.; Карр, Майкл Х. (1986). «Геоморфологические свидетельства распределения подземного льда на Марсе». Science . 231 (4735): 249–252. Bibcode :1986Sci...231..249S. doi :10.1126/science.231.4735.249. PMID  17769645. S2CID  34239136.
  54. ^ Уолтер С. Кифер (2004). "Максимальное воздействие - ударные кратеры в Солнечной системе". NASA Solar System Exploration . Архивировано из оригинала 29-09-2006 . Получено 14-05-2007 .
  55. ^ Хартманн 2003, стр. 99–100
  56. ^ Карр, МХ; Баум, Вашингтон; Блазиус, КР; Бриггс, Джорджия; Каттс, Дж.А.; Даксбери, Техас; Грили, Р.; Гость, Дж.; Масурский, Х.; Смит, бакалавр (январь 1980 г.). «Вид на Марс с орбитального корабля «Викинг». НАСА . Проверено 16 марта 2007 г.
  57. ^ Бойс, Дж. М. Смитсоновская книга Марса; Konecky&Konecky: Old Saybrook, CT, 2008, стр. 203.
  58. ^ Barlow, NG; Boyce, Joseph M.; Costard, Francois M.; Craddock, Robert A.; Garvin, James B.; Sakimoto, Susan EH; Kuzmin, Ruslan O.; Roddy, David J.; Soderblom, Laurence A. (2000). «Стандартизация номенклатуры морфологии выбросов марсианских ударных кратеров». J. Geophys. Res . 105 (E11): 26, 733–8. Bibcode : 2000JGR...10526733B. doi : 10.1029/2000JE001258 . hdl : 10088/3221.
  59. ^ Надин Барлоу. «Камни, ветер и лед». Институт Луны и планет . Получено 15.03.2007 .
  60. ^ http://hirise.lpl.eduPSP_008508_1870 [ постоянная мертвая ссылка ]
  61. ^ Бличер, Дж. и Сакимото С. Пьедестал кратеры, инструмент для интерпретации геологической истории и оценки скорости эрозии . LPSC
  62. ^ "Pedestal Craters in Utopia - Mars Odyssey Mission THEMIS". themis.asu.edu . Получено 29 марта 2018 г.
  63. ^ ab Brown, Dwayne (30 октября 2012 г.). "Первые исследования почвы марсохода NASA помогли идентифицировать марсианские минералы". NASA . Архивировано из оригинала 3 июня 2016 г. Получено 31 октября 2012 г.
  64. ^ Wolpert, Stuart (9 августа 2012 г.). «Ученый из UCLA обнаружил тектонику плит на Марсе». Yin, An . UCLA. Архивировано из оригинала 14 августа 2012 г. . Получено 11 августа 2012 г. .
  65. ^ "Марсианский метан показывает, что Красная планета не мертвая планета". NASA . Июль 2009 г. Архивировано из оригинала 17 января 2009 г. Получено 7 декабря 2010 г.
  66. ^ "Охота на молодые потоки лавы". Geophysical Research Letters . Красная планета. 1 июня 2011 г. Получено 4 октября 2013 г.
  67. ↑ NASA News (22 июня 2016 г.), «Ученые НАСА обнаружили неожиданный минерал на Марсе», NASA Media , получено 23 июня 2016 г.
  68. ^ Craddock, RA; Howard, AD (2002). «The case for rainfall on a warm, wet early Mars» (PDF) . J. Geophys. Res . 107 (E11): 21-1–21-36. Bibcode :2002JGRE..107.5111C. doi :10.1029/2001je001505. Архивировано из оригинала (PDF) 2022-12-07 . Получено 2019-09-09 .
  69. ^ ab Carr, M. 2006. Поверхность Марса. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-87201-0 
  70. ^ Гротцингер, Дж. и Р. Милликен (ред.) 2012. Осадочная геология Марса. SEPM
  71. ^ Салезе, Ф.; Ди Ахилле, Г.; Неземанн, А.; Ори, Г.Г.; Хаубер, Э. (2016). «Гидрологический и осадочный анализ хорошо сохранившихся палеофлювиально-палеоозёрных систем в Моа-Валлес, Марс». Дж. Геофиз. Рез. Планеты . 121 (2): 194–232. Бибкод : 2016JGRE..121..194S. дои : 10.1002/2015JE004891 . S2CID  130651090.
  72. ^ Патрик Засада (2013/14): Градация внеземных речных отложений – связанная с гравитацией. - Z. geol. Wiss. 41/42 (3): 167-183. Аннотация
  73. ^ ab "Opportunity Rover находит убедительные доказательства того, что плато Меридиана было влажным" . Получено 8 июля 2006 г.
  74. ^ SW Squyres и AH Knoll, Sedimentary Geology at Meridiani Planum, Mars, Elsevier, Amsterdam, ISBN 978-0-444-52250-4 (2005); перепечатано из Earth and Planetary Science Letters, Vol. 240 , No. 1 (2005). 
  75. ^ Засада, П., 2013: Entstehung des Marsgesteins "Джейк Матиевич" . – Sternzeit, выпуск 2/2013: 98 и далее. (на немецком языке).
  76. ^ Эдгар, Лорен А.; Гупта, Санджив; Рубин, Дэвид М.; Льюис, Кевин В.; Кокурек, Гэри А.; Андерсон, Райан Б.; Белл, Джеймс Ф.; Дромарт, Жиль; Эджетт, Кеннет С. (2017-06-21). «Шалер: анализ флювиальных осадочных отложений на Марсе in situ». Седиментология . 65 (1): 96–122. doi : 10.1111/sed.12370 . hdl : 10044/1/45021 . ISSN  0037-0746.
  77. ^ Гротцингер, Дж. П.; Самнер, Д. Ю.; Ках, Л. К.; Стэк, К.; Гупта, С.; Эдгар, Л.; Рубин, Д.; Льюис, К.; Шибер, Дж. (2014-01-24). «Пригодная для обитания флювио-озёрная среда в заливе Йеллоунайф, кратер Гейла, Марс». Science . 343 (6169): 1242777. Bibcode :2014Sci...343A.386G . doi : 10.1126/science.1242777 . hdl : 2060/20150008374 . ISSN  0036-8075. PMID  24324272. S2CID  52836398.
  78. ^ Schieber, Juergen; Bish, David; Coleman, Max; Reed, Mark; Hausrath, Elizabeth M.; Cosgrove, John; Gupta, Sanjeev; Minitti, Michelle E.; Edgett, Kenneth S. (2016-11-30). «Встречи с неземным агриллитом: понимание первого агриллита, найденного на Марсе». Sedimentology . 64 (2): 311–358. doi :10.1111/sed.12318. hdl : 10044/1/44405 . ISSN  0037-0746. S2CID  132043964.
  79. ^ Hayes, AG; Grotzinger, JP; Edgar, LA; Squyres, SW; Watters, WA; Sohl-Dickstein, J. (2011-04-19). "Реконструкция эоловых форм ложа и палеотоков из косослойных слоев в кратере Виктория, плато Меридиана, Марс" (PDF) . Journal of Geophysical Research . 116 (E7): E00F21. Bibcode :2011JGRE..116.0F21H. doi :10.1029/2010je003688. ISSN  0148-0227.
  80. ^ Banham, Steven G.; Gupta, Sanjeev; Rubin, David M.; Watkins, Jessica A.; Sumner, Dawn Y.; Edgett, Kenneth S.; Grotzinger, John P.; Lewis, Kevin W.; Edgar, Lauren A. (12.04.2018). «Древние марсианские эоловые процессы и палеоморфология, реконструированные по формации Стимсона на нижнем склоне горы Эолис, кратер Гейла, Марс». Sedimentology . 65 (4): 993–1042. Bibcode : 2018Sedim..65..993B. doi : 10.1111/sed.12469 . hdl : 10044/1/56923 . ISSN  0037-0746.
  81. ^ Banham, Steven G.; Gupta, Sanjeev; Rubin, David M.; Edgett, Kenneth S.; Barnes, Robert; Beek, Jason Van; Watkins, Jessica A.; Edgar, Lauren A.; Fedo, Christopher M.; Williams, Rebecca M.; Stack, Kathryn M. (2021). "A Rock Record of Complex Aeolian Bedforms in a Hesperian Desert Landscape: The Stimson Formation as Exposed in Murray Buttes, Gale Crater, Mars" (PDF) . Журнал геофизических исследований: Планеты . 126 (4): e2020JE006554. Bibcode : 2021JGRE..12606554B. doi : 10.1029/2020JE006554 . ISSN  2169-9100.
  82. ^ Эндрюс-Ханна, Дж. К.; Филлипс, Р. Дж.; Зубер, М. Т. (2007). «Meridiani Planum и глобальная гидрология Марса». Nature . 446 (7132): 163–166. Bibcode :2007Natur.446..163A. doi :10.1038/nature05594. PMID  17344848. S2CID  4428510.
  83. ^ Эндрюс; Ханна, Джей Си; Зубер, Монтана; Арвидсон, Р.Э.; Уайзман, С.М. (2010). «Ранняя гидрология Марса: отложения Плайи Меридиани и осадочная летопись Аравии Терры». Дж. Геофиз. Рез . 115 (Е6): E06002. Бибкод : 2010JGRE..115.6002A. дои : 10.1029/2009JE003485. hdl : 1721.1/74246 .
  84. ^ Гротцингер, Дж. П. и др. (2005). «Стратиграфия и седиментология сухой и влажной эоловой осадочной системы, формация Бернс, плато Меридиана, Марс». Earth Planet. Sci. Lett . 240 (1): 11–72. Bibcode : 2005E&PSL.240...11G. doi : 10.1016/j.epsl.2005.09.039.
  85. ^ МакЛеннан, SM; и др. (2005). «Происхождение и диагенез эвапоритовой формации Бернс, плато Меридиана, Марс». Earth Planet. Sci. Lett . 240 (1): 95–121. Bibcode : 2005E&PSL.240...95M. doi : 10.1016/j.epsl.2005.09.041.
  86. ^ Сквайрес, SW; Нолл, AH (2005). «Осадочные породы на плато Меридиана: происхождение, диагенез и их значение для жизни на Марсе». Earth Planet. Sci. Lett . 240 (1): 1–10. Bibcode : 2005E&PSL.240....1S. doi : 10.1016/j.epsl.2005.09.038.
  87. ^ Squyres, SW; et al. (2006). «Два года на плато Меридиана: результаты с марсохода Opportunity» (PDF) . Science . 313 (5792): 1403–1407. Bibcode :2006Sci...313.1403S. doi :10.1126/science.1130890. PMID  16959999. S2CID  17643218.
  88. ^ M. Wiseman, JC Andrews-Hanna, RE Arvidson3, JF Mustard, KJ Zabrusky РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ГИДРАТИРОВАННЫХ СУЛЬФАТОВ ПО ТЕРРИТОРИИ АРАВИИ С ИСПОЛЬЗОВАНИЕМ ДАННЫХ CRISM: ЗНАЧЕНИЕ ДЛЯ ГИДРОЛОГИИ МАРСА. 42-я конференция по науке о Луне и планетах (2011) 2133.pdf
  89. ^ DiscoveryChannel.ca - Марсианская лавина, снятая на камеру. Архивировано 12 мая 2012 г. на Wayback Machine.
  90. ^ Ринкон, Пол (17 марта 2007 г.). «На Марсе обнаружены «входы в пещеры». BBC News .
  91. ^ Шига, Дэвид (август 2007 г.). «Странная марсианская особенность — это не «бездонная» пещера». New Scientist . Получено 01.07.2010 .
  92. ^ "Проект для подростков превосходит NASA, находит дыру в пещере на Марсе". AFP. 2010-06-23. Архивировано из оригинала 28 июня 2010 года . Получено 2010-07-01 .
  93. ^ "Пещеры Марса". www.usgs.gov . Получено 2021-08-03 .
  94. ^ Ноджуми, Г.; Поццобон, Р.; Росси, А. П. (март 2021 г.). «Обнаружение объектов с помощью глубокого обучения для картирования кандидатов в пещеры на Марсе: создание глобального каталога кандидатов в пещеры на Марсе (MGC^3)». Конференция по науке о Луне и планетах (2548): 1316. Bibcode : 2021LPI....52.1316N.
  95. ^ Томпсон, Андреа (2009-10-26). "Марсианские пещеры могут защитить микробов (или астронавтов)". Space.com . Получено 2010-07-01 .
  96. ^ Подготовка к роботизированным астробиологическим миссиям в лавовые пещеры на Марсе: проект BRAILLE в Национальном памятнике Lava Beds. 42-я научная ассамблея COSPAR. Состоялась 14–22 июля 2018 г. в Пасадене, Калифорния, США. Идентификатор аннотации: F3.1-13-18.
  97. ^ Проект BRAILLE Mars. NASA. Доступно 6 февраля 2019 г.
  98. ^ Марсианские пещеры как кандидаты на особые регионы: моделирование в ANSYS Fluent того, каковы пещеры на Марсе и какие условия в них должны быть, чтобы их можно было считать особыми регионами. Патрик Олссон. Студенческая работа. Технологический университет Лулео. DiVA, id: diva2:1250576. 2018.
  99. ^ "HiRISE | Инвертированные каналы к северу от каньона Ювента (PSP_006770_1760)". Hirise.lpl.arizona.edu . Получено 16.01.2012 .
  100. ^ Ньюсом, Хортон Э.; Ланца, Нина Л.; Оллила, Энн М.; Уайзман, Сандра М.; Руш, Тед Л.; Марцо, Джузеппе А.; Торнабене, Ливио Л.; Окубо, Крис Х.; и др. (2010). «Отложения перевернутого канала на дне кратера Миямото, Марс». Икар . 205 (1): 64–72. Бибкод : 2010Icar..205...64N. дои : 10.1016/j.icarus.2009.03.030.

Библиография

Внешние ссылки