Полоса темного склона - Dark slope streak

Полосы откоса в Ахероновые ямки в 2010
Темные полосы на склоне Аравия Терра как видно с орбитальной камеры Марса (MOC) на Mars Global Surveyor космический корабль. Самые темные полосы всего на 10% темнее, чем их окружение. Более заметный контраст изображения обусловлен повышением контрастности[1] Изображение имеет диаметр 1,65 км (1 милю). Север внизу.

Темные полосы на склоне узкие, лавина -подобные особенности, распространенные на запыленных склонах в экваториальных районах Марс.[2] Они образуются относительно крутыми местность, например, вместе откосы и кратер стены.[3] Хотя впервые был признан в Орбитальный аппарат "Викинг" изображения конца 1970-х годов,[4][5] темные полосы откосов не изучались подробно до тех пор, пока не были получены изображения с более высоким разрешением Mars Global Surveyor (MGS) и Марсианский разведывательный орбитальный аппарат (MRO) космические аппараты стали доступны в конце 1990-х и 2000-х годах.[1][6]

Физический процесс, который приводит к появлению темных полос на откосе, все еще остается неопределенным. Скорее всего, они вызваны массовое движение рыхлого мелкозернистого материала на крутых склонах (например, в пыльных лавинах).[1][7][8] Лавина мешает и удаляет яркий поверхностный слой пыли, обнажая более темную основу.[9] Роль той воды и прочего летучие вещества игра, если таковая имеется, в построении серии все еще обсуждается.[10] Полосы на склонах особенно интригуют, потому что это одно из немногих геологических явлений, которые можно наблюдать на Марсе в наши дни.[11][12][13]

Природа полос на Марсе

Темные полосы на склоне альбедо Особенности. Они кажутся глазам как разница яркости между полосой и более светлым наклоном фона. Обычно нет топографический облегчение видна, чтобы отличить полосу от окружающей ее среды, за исключением изображений с самым высоким разрешением (<1 м / пиксель).[6] Во многих случаях исходная текстура поверхности откоса 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 на наклонную поверхность.[1] Эти наблюдения показывают, что какой бы процесс ни формировал полосы, он влияет только на самый тонкий слой на поверхности. Полосы на откосах всего примерно на 10% темнее, чем их окружение, но часто кажутся черными на изображениях, потому что контраст увеличился (растянутый ).[14]

Темные полосы на откосе часто не влияют на основную структуру откоса, на котором они образуются, указывая на то, что нарушение, вызывающее полосу, является поверхностным. Изображение является частью кадра MOC-N / A M09 / 00039, основанного на Салливане. и другие., 2001, стр. 23,612, рис. 5а. Полоса здесь составляет 1,3 км.

Особенности Альбедо покрывают Марсианская поверхность в самых разных масштабах. Они составляют классическую световую и темную маркировку, которую можно увидеть на Марсе в телескопы. (Видеть Классические особенности альбедо на Марсе.) Маркировки вызваны разным количеством пыли, покрывающей поверхность. Марсианская пыль ярко-красноватая охра в цвете, а коренная порода и почва (реголит ) темно-серый (цвет неизмененного базальт ). Таким образом, запыленные области на Марсе кажутся яркими (высокое альбедо), а поверхности с высоким процентом скал и их фрагментов обычно темными (низкое альбедо).[15] Большинство особенностей альбедо на Марсе вызвано ветрами, которые очищают некоторые области от пыли, оставляя после себя более темное отставание. В других местах оседает пыль, чтобы получить яркую поверхность. Выборочное удаление и отложение пыли наиболее заметно вокруг ударные кратеры и другие препятствия, на которых образуются различные полосы (ветровые хвосты) и пятна.[16]

Темные полосы на склоне - относительно небольшие детали. (См. A в фотогалерее.) Они отличаются от более крупных элементов альбедо тем, что создаются силой тяжести, а не ветром, хотя ветер может способствовать их первоначальному формированию.[1][14][17] (См. B в фотогалерее.) Причина потемнения неизвестна. Предполагается, что размер вовлеченных частиц очень мал (песок, ил, и глина -размерные частицы). Нет Clasts присутствуют достаточно большие, чтобы их можно было отобразить, а нижележащий откос коренных пород никогда не обнажается (т. е. пыль падает на поверхность пыли).[18] Очевидно, в создании более темного тона участвуют другие оптические, механические или химические свойства.

Темные полосы на склоне обычно имеют один и тот же уклон с другими полосами на склонах разных оттенков. Предполагается, что самые темные полосы являются самыми молодыми; у них есть края, которые более четко очерчены, чем полосы, которые не такие темные.[19] Эта связь предполагает, что полосы с возрастом светлеют и становятся более размытыми,[5] вероятно, потому что они покрываются свежей пылью, падающей из атмосферы.[6][12] Выцветшие темные полосы на откосе не следует путать с яркими полосами на откосе (обсуждаются ниже). На Марсе часто случаются пыльные бури. Временами всю планету окутывает пыльная буря, как показано на рисунках ниже.

  • Марс без пыльной бури в июне 2001 г. (слева) и с глобальной пыльной бурей в июле 2001 г. (справа), как это видно из Mars Global Surveyor

Морфология и встречаемость

Темные полосы на склоне часто имеют веерообразную форму с несколькими пальцами (цифрами) на их концах вниз по склону. Изображение из HiRISE камера на Марсианский разведывательный орбитальный аппарат.
Полосы уклона[20]

При умеренном разрешении (20–50 м / пиксель) темные полосы на склоне выглядят как тонкие параллельные нити, выровненные вниз по склону вдоль кромок кратеров и откосов. Они часто прямые, но могут быть изогнутыми или сигмовидный в форме. (См. C в фотогалерее.) Более близкие темные полосы на откосе обычно имеют удлиненную веерообразную форму (на фото справа). Их ширина варьируется от 20 до 200 метров, а длина обычно составляет от нескольких сотен до 1000 метров. Темные полосы на склонах, превышающие 2 км в длину, встречаются редко; большинство заканчиваются на склоне и не простираются дальше на ровную местность.[1][2][14]

Полоса обычно начинается с одной точки (вершина ) высоко на склоне. Вершина часто связана с изолированным небольшим гребнем, выступом или другой областью местного крутизны.[1] На изображениях с высоким разрешением иногда виден крошечный кратер от удара на вершине.[6] Полосы на склоне расширяются вниз по склону от вершины треугольным образом, обычно достигая своей максимальной ширины, не доходя до середины их длины.[1] Одна полоса уклона может разделиться на две отдельные полосы вокруг препятствия или образовать анастомозирующий (плетеный) узор. (См. D и E в фотогалерее.) Полосы на склоне обычно образуют несколько пальцев (цифра) на их концах вниз по склону.[6]

Карта Марса показывает, что темные полосы на склоне (коричневые) встречаются в покрытых пылью экваториальных областях. Розовые области - это места расположения Марсианские овраги и овражные отложения. Географическое распределение указывает на то, что овраги и полосы на склонах - разные явления.

Изображения из научного эксперимента по визуализации высокого разрешения (HiRISE ) на ТОиР показали, что многие полосы склонов облегчение, вопреки более ранним описаниям, в которых не было видно топографических различий между штрихованной и прилегающей без штрихов поверхностью. Поверхность с штрихами обычно примерно на 1 м ниже, чем поверхность без штрихов. Этот рельеф виден только на изображениях с максимальным разрешением при оптимальных условиях просмотра.[2][6][21]

Темные полосы на склонах наиболее распространены в экваториальных районах Марса, особенно в Фарсида, Аравия Терра, и Amazonis Planitia[22] (на фото слева). Они встречаются между 39 ° и 28 ° южной широты. На своих северных границах они появляются преимущественно на более теплых южных склонах. Любопытно, что полосы на склоне также связаны с областями, где максимальная температура достигает 275K (2 ° C), т.е. тройная точка воды на Марсе. Эта взаимосвязь побудила некоторых исследователей предположить, что жидкая вода участвует в формировании темных полос на склоне.[2][14]

Темные полосы на склоне, по-видимому, не коррелируют с высотой или областями конкретной геологии коренных пород. Они встречаются на склонах различной текстуры, в том числе на гладких, безликих и предположительно молодых поверхностях, а также на старых, сильно изрезанных кратерами склонах.[1] Однако они всегда связаны с областями с высокой шероховатостью поверхности, высоким альбедо и низким тепловая инерция, свойства, указывающие на крутые склоны, покрытые большим количеством пыли.[3][5][19][23]

Было высказано предположение, что полосы могут образовываться, когда скопления сухого льда начинают сублимироваться сразу после восхода солнца. Ночной CO2 мороз широко распространен в низких широтах.[24]

Механизм формирования

Аннотированное изображение темной полосы Фарсис Толус, как видно Hirise. Он расположен посередине слева на этой картинке. Фарсис Толус находится прямо справа.

Исследователи предложили ряд механизмов образования темных полос на откосе. Наиболее распространено мнение, что полосы - это результат пыли. лавины производится сухим гранулированным потоком[25] на крутых склонах. Пыльные лавины напоминают рыхлые снежные лавины на земле. Рыхлые снежные лавины возникают, когда снег накапливается в холодных, почти безветренных условиях, образуя сухой рыхлый снег с небольшим сцеплением между отдельными кристаллами снега.[1] В результате на поверхности снега образуется очень неглубокий желоб (отвал), который на расстоянии кажется немного темнее, чем остальная часть склона.

В других моделях используется вода в виде весна разряды,[26] смачивать селевые потоки,[5] или сезонный просачивание из хлористый -богатые рассолы.[11] Используя данные из Марс Одиссея Нейтронный спектрометр, исследователи обнаружили, что полосы наклона в Бассейн Скиапарелли встречаются в районах, где прогнозируется урожайность от 7,0 до 9,0 весовых процентов водородного эквивалента водорода (WEH), в отличие от типичных фоновых значений менее 4% WEH. Это соотношение предполагает связь между высоким процентом WEH и появлением темных полос на склонах.[27] Однако любой процесс, требующий большого количества воды (например, весенние разряды), кажется маловероятным из-за общей термодинамической нестабильности жидкой воды на Марсе.[12]

Другая модель предполагает, что темные полосы на откосах создаются прилеганием к земле. токи плотности сухой пыли, смазанной углекислый газ (CO2) газ. В этом сценарии небольшой начальный спад на поверхности высвобождает CO.2 газ адсорбированный на подповерхностные зерна. Этот выброс создает поддерживаемый газом поток пыли, который движется по нисходящей нисходящей струе тока с небольшой плотностью. Этот механизм может помочь объяснить необычно длинные полосы уклона.[28][29]

Некоторые наблюдения предполагают, что темные полосы на склонах могут быть вызваны ударами. Снимки, полученные CTX в 2007 и 2010 годах, показали новую полосу в ореоле Olympus Mons. Следующее изображение, полученное HiRISE, показало, что на вершине полосы появился новый кратер. Исследователи пришли к выводу, что удар вызвал появление новой полосы на склоне.[30] Еще одна полоса, связанная с столкновением, была обнаружена в четырехугольнике Аравии.[31]

  • Новая полоса, вызванная недавним ударом, в результате которого образовался небольшой кратер, видимый HiRISE. Расположение Четырехугольник Аравии.

Исследование, опубликованное в январе 2012 года в Икаре, показало, что темные полосы были инициированы воздушными взрывами метеоритов, движущихся со сверхзвуковой скоростью. Команду ученых возглавила Кейлан Берли, студентка Университета Аризоны. После подсчета около 65 000 темных полос вокруг места падения группы из 5 новых кратеров, возникли закономерности. Количество полос было наибольшим ближе к месту удара. Значит, удар каким-то образом вызвал полосы. Кроме того, распределение полос образовало узор с двумя крыльями, отходящими от места удара. Изогнутые крылья напоминали ятаганы, кривые ножи. Эта картина предполагает, что взаимодействие воздушных взрывов от группы метеоритов встряхнуло пыль достаточно, чтобы вызвать лавины пыли, которые сформировали множество темных полос. Сначала считалось, что сотрясение земли от удара вызвало лавины пыли, но если бы это было так, темные полосы были бы расположены симметрично вокруг ударов, а не концентрировались в изогнутых формах.

Кратерное скопление находится недалеко от экватора в 510 милях к югу от Олимпа Монс, на местности, называемой формацией ямок Медузы. Формация покрыта пылью и содержит вырезанные ветром гребни, называемые ярдами. Эти ярды имеют крутые склоны, густо покрытые пылью, поэтому, когда звуковой удар воздушной волны пришел от ударов, пыль начала двигаться вниз по склону. Используя фотографии Mars Global Surveyor и камеру HiRISE на орбитальном аппарате NASA Mars Reconnaissance Orbiter, ученые обнаружили около 20 новые удары каждый год на Марсе. Поскольку космический аппарат почти непрерывно снимал Марс в течение 14 лет, новые изображения с предположительно недавними кратерами можно сравнить со старыми изображениями, чтобы определить, когда они образовались. Поскольку кратеры были замечены на снимке HiRISE от февраля 2006 года, но не присутствовали на снимке Mars Global Surveyor, сделанном в мае 2004 года, удар произошел в этот период времени.

Самый большой кратер в скоплении имеет диаметр около 22 метров (72 фута) и близок к площади баскетбольной площадки. Когда метеорит путешествовал через атмосферу Марса, он, вероятно, распался; отсюда образовалась плотная группа ударных кратеров. Некоторое время наблюдались темные полосы на склонах, и было выдвинуто много идей для их объяснения. Возможно, это исследование наконец разрешило эту загадку.[32][33][34]

  • Изображение показывает скопление кратеров и кривые линии, образованные воздушным ударом от метеоритов. Метеориты вызвали воздушный взрыв, который вызвал лавины пыли на крутых склонах. Изображение предоставлено HiRISE.

  • Увеличьте предыдущее изображение по границе светлого / темного. Темная линия в середине изображения показывает границу между светлым и темным участком изогнутых линий. Зеленые стрелки показывают высокие участки гребней. Рыхлая пыль спускалась по крутым склонам, когда она чувствовала воздушный поток от ударов метеорита. Изображение предоставлено HiRISE.

Скорость образования

Рядом образовались новые полосы на склонах. Аполлинарис Монс в период с февраля 1998 г. по ноябрь 1999 г., как видно с орбитальной камеры Марса (MOC).

Полосы на склонах - одни из немногих геоморфный особенности, формирующиеся на поверхности современного Марса. Новые полосы были впервые обнаружены путем сравнения изображений из Орбитальные корабли викингов 1970-х годов на изображения тех же мест, сделанные MGS Камера орбитального аппарата Марса (MOC) в конце 1990-х гг. Наличие новых полос показало, что полосы на склонах активно формируются на Марсе, по крайней мере, в годовом или десятилетнем масштабе.[18][35] Позже статистическая обработка с использованием перекрывающихся изображений МОС, разнесенных на интервалы от нескольких дней до нескольких лет, показала, что полосы на склонах могут формироваться на Марсе со скоростью около 70 в день. Если точный, этот показатель предполагает, что полосы на склонах являются наиболее динамичными геологическими особенностями, наблюдаемыми на поверхности Марса.[12]

Темные полосы на склонах тускнеют и исчезают гораздо медленнее, чем появляются новые. Большинство полос, обнаруженных на изображениях викингов, все еще видны спустя десятилетия, хотя некоторые из них исчезли. Исследователи пришли к выводу, что полосы появляются в 10 раз быстрее, чем исчезают, и что количество наклонных полос на Марсе увеличилось за последние три десятилетия. Этот дисбаланс вряд ли сохранялся в течение геологически значимых периодов времени. Одно из возможных решений дисбаланса состоит в том, что полосы сохраняются веками, но полностью стираются. в массовом порядке после чрезвычайно редких, но сильных пыльных бурь (штормы такой силы, которые не наблюдались на Марсе со времен Viking). После того, как шторм утихнет, осаждается толстый слой свежей пыли, чтобы начать новый цикл образования полос.[12][17] Недавнее исследование, опубликованное в Icarus, показало, что они длятся около 40 лет. Исследователи изучили регион в Ликус Сульчи с помощью изображений Viking и изображений CTX с орбитального аппарата Mars Reconnaissance Orbiter. Те, что впервые наблюдались у Viking, все исчезли, но были заменены новыми.[36]

Похожие и связанные функции

Темные полосы на склоне встречаются вместе или внешне напоминают ряд других мелкомасштабных, связанных со склоном особенностей Марса. К ним относятся яркие полосы на откосах, шрамы от лавин и повторяющиеся линии откосов. Водные тропы - это особенности, которые встречаются в полярных регионах Земли. Они напоминают темные полосы на склоне и повторяющиеся линии склона, но еще не были описаны на Марсе. Многие из особенностей склонов на Марсе могут возникать в результате непрерывного процесса с сухим массовое истощение и второстепенные речной (связанная с водой) деятельность, занимающая противоположные конечные точки.[9] Овраги - еще одна особенность, обычная на склонах в средних широтах южного полушария Марса. Им уделяется много внимания в литературе, но здесь не обсуждается.

Яркие полосы на склоне

Яркие наклонные полосы - это полосы более светлого тона (около 2%), чем их окружение.[1] (См. F в фотогалерее.) Они встречаются гораздо реже, чем темные полосы на склоне, но оба типа полос имеют схожую морфологию и встречаются в одних и тех же регионах Марса. Данные свидетельствуют о том, что яркие полосы на склонах старше темных полос на склонах. Новые яркие полосы на откосе никогда не наблюдались, а на некоторых изображениях можно увидеть темные полосы на откосах, перекрывающие яркие полосы на откосе, что указывает на то, что первые моложе вторых. Вполне вероятно, что яркие полосы на откосе образуются из старых темных полос на откосе, которые прошли через частично выцветшую стадию. Это предположение подтверждается географическими данными, указывающими на то, что яркие полосы на склонах немного чаще встречаются в регионах, где скорость образования новых темных полос на склонах низкая. Другими словами, области с относительно большим количеством ярких полос, как правило, менее активны и содержат больше старых темных полос.[17]

Шрамы от лавин

Участки с обильными полосами на склонах также содержат явно выраженный класс лавинных рубцов. По морфологии и размеру рубцы напоминают наклонные полосы. (См. G в фотогалерее). Обычно они имеют глубину в несколько метров и длину в сотни метров. Они начинаются в единственной точке (иногда в небольшом, еле разрешенном ударном кратере) высоко на склоне. Края излучают вниз по склону треугольником. Примерно в половине задокументированных примеров на конце склона видна невысокая насыпь из обломков. Первоначально называемые «шрамами от лавин толщиной в несколько метров», эти детали считались отличными от полос на склонах. Однако изображения с более высоким разрешением из HiRISE инструмент на ТОиР предполагают, что шрамы от лавин и полосы на откосах толщиной в несколько метров связаны между собой и являются частью континуума активных массовое истощение особенности, образованные лавинами пыли.[6][37]

Повторяющиеся линии склона (теплые течения)

Основная статья: Сезонные потоки на теплых марсианских склонах

Летом 2011 г. газета появилась в Наука[38] описание нового класса особенностей склонов с характеристиками, которые предполагают образование в результате сезонных попусков жидкой воды. (См. H и I в фотогалерее.) Называется "повторяющиеся наклонные линии" (RSL),[39] особенности получили значительное внимание средств массовой информации.[40][41] RSL - это узкие (от 0,5 до 5 метров) темные отметины, которые преимущественно встречаются на крутых, обращенных к экватору склонах в южном полушарии между широтами от 48 ° S до 32 ° S. Повторение HiRISE изображения показывают, что отметины появляются и постепенно растут в теплое время года и исчезают в холодное время года.[38] RSL имеют лишь внешнее сходство с темными полосами откоса. Они намного меньше по ширине и отличаются по географическому расположению и особенностям склонов, чем темные полосы на склонах.[42] Похоже, что RSL возникают на склонах коренных пород с сезонно высокими температурами поверхности 250–300K (-23–27 ° C). Это место может способствовать потоку рассольный жидкости, выходящие из просачиваний в определенное время марсианского года.[38] В отличие от RSL, темные полосы на склонах появляются спорадически в течение марсианского года, и их появление не связано с сезоном или крупными региональными событиями.[43]

Водные дорожки

Водные тропы - малоизученные особенности склонов, распространенные в вечная мерзлота -доминируемые территории в Арктический и Антарктика регионы Земли. Это зоны повышенной влажности почвы, которые направляют воду вниз по склону поверх постоянно мерзлого грунта чуть ниже поверхности (ледяной стол ). Хотя водные дорожки на Марсе специально не идентифицированы, некоторые исследователи отметили их морфологическое и спектроскопическое сходство с полосами на марсианских склонах.[44] Подобно темным полосам на склоне, водные пути представляют собой узкие сублинейные элементы, вытянутые в направлении вниз. Обычно они демонстрируют небольшую темноту по сравнению с окружающей средой и не показывают заметного рельефа. В условиях пикового потока они выглядят как влажные, затемненные участки почвы, обычно менее 60 м в ширину и несколько сотен метров в длину.[11] Темное изменение цвета поверхности исчезает в следах замерзшей воды зимой, делая их почти незаметными.[44]

Фотогалерея

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

  • А. Темные полосы на склоне - это крошечные линейные элементы альбедо вдоль юго-восточной стенки кратера. Сравните с гораздо более крупной функцией альбедо, связанной с ветром (овальное пятно в центре вверху изображения). Это изображение ФЕМИДА ВИС из Марс Одиссея космический корабль. Его ширина составляет около 25 км. Север наверху.

  • Б. Эта темная полоса на склоне могла быть инициирована ветром пылевого дьявола. Тонкий след пыльного дьявола виден на вершине полосы склона. Этот Марсианский разведывательный орбитальный аппарат (ТОиР) HiRISE изображение имеет диаметр 1,8 км и основано на Шоргхофере. и другие., 2007, стр. 136, рис.5.

  • Д. Темные полосы на склонах в районе Флегра Дорса, как видно MOC. Полоса в центре изображения была отклонена вокруг небольшого холма. Изображение имеет диаметр около 3 км (1,9 мили).

  • Э. Сплетенная (анастомозирующая) полоса склона в районе Lycus Sulci, как видно MOC. Морфология напоминает особенности, созданные флюидизированным потоком. Изображение имеет диаметр около 3 км (1,9 мили).

  • Ф. И темные, и светлые трещины на склоне встречаются вместе на стенке этого ударного кратера в Аравия Терра как видно MOC. Фотометрический Анализ показывает, что яркость полос является естественной, а не зависит от условий освещения или геометрии просмотра.[1]

  • ГРАММ. Неглубокие лавинообразные рубцы, связанные с темной полосой на откосе. Полоса на склоне имеет ту же острую вершину и морфологию с треугольными гранями, что и рубцы, что позволяет предположить, что оба типа особенностей имеют одинаковое происхождение. Изображение из HiRISE.

  • ЧАС. Повторяющиеся линии склона, как видно HiRISE.

  • Я. Сезонные темные потоки, "повторяющиеся склоны" (RSL), на марсианских склонах (2 ноября 2007 г.).[39]

  • Темные полосы на склоне у вершины кратера пьедестала, как это было видно HiRISE под Программа HiWish.

  • Темные полосы и слои на склоне возле кратера на пьедестале, как это видно на HiRISE в рамках программы HiWish.

  • Молодые и старые темные полосы, как видит HiRISE под Программа HiWish. Расположение Диакрия четырехугольник.

  • Темные полосы на склоне, как это видела HiRISE в рамках программы HiWish. Стрелки показывают, как валуны повлияли на форму полос.

  • Темные полосы на склоне, как это видела HiRISE в рамках программы HiWish. Стрелки показывают, как валуны повлияли на форму полос.

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж грамм час я j k л Салливан, Р. и другие. (2001). Полосы уклонов массового движения, полученные камерой орбитального аппарата Марса. J. Geophys. Res., 106(E10), 23,607–23,633.
  2. ^ а б c d Chuang, F.C .; Beyer, R.A .; Мосты, Н. (2010). Модификация полос марсианского склона эоловыми процессами. Икар, 205 154–164.
  3. ^ а б Schorghofer, N .; Aharonson, O .; Хативала, С. (2002). Полосы на склонах Марса: взаимосвязь со свойствами поверхности и потенциальной ролью воды. Geophys. Res. Lett., 29(23), 2126, Дои:10.1029 / 2002GL015889.
  4. ^ Моррис, E.C. (1982). Ореольные отложения марсианского вулкана Олимп Монс. J. Geophys. Res., 87(B2), 1164–1178.
  5. ^ а б c d Ferguson, H.M .; Луччитта, Б.К. (1984). Темные полосы на склонах Талуса, Марс в Отчеты программы по планетной геологии 1983 г., NASA Tech. Памятка., TM-86246, С. 188–190. https://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/19840015363_1984015363.pdf.
  6. ^ а б c d е ж грамм Чуанг, футбольный клуб и другие. (2007). HiRISE Наблюдения за полосами на склонах Марса. Geophys. Res. Lett., 34 L20204, г. Дои:10.1029 / 2007GL031111.
  7. ^ Sullivan, R .; Daubar, I .; Fenton, L .; Малин, М .; Веверка, Дж. (1999). Соображения массового движения для полос темного откоса, полученные камерой орбитального аппарата Марса. 30-я Конференция по изучению Луны и планет, Аннотация № 1809. http://www.lpi.usra.edu/meetings/LPSC99/pdf/1809.pdf.
  8. ^ Барлоу, 2008, стр. 141.
  9. ^ а б Ferris, J.C .; Dohm, J.M .; Бейкер, В.Р .; Мэддок III, Т. (2002). Полосы темного склона на Марсе: вовлечены ли водные процессы? Geophys. Res. Lett., 29(10), 1490, Дои:10.1029 / 2002GL014936. http://www.agu.org/journals/ABS/2002/2002GL014936.shtml.
  10. ^ Вебстер, Гай; Браун, Дуэйн (10 декабря 2013 г.). «Космический аппарат НАСА на Марсе обнаруживает более динамичную красную планету». НАСА. Получено 10 декабря, 2013.
  11. ^ а б c Креславский, М.А .; Head, J.W. (2009). Полосы наклона на Марсе: новый «мокрый» механизм. Икар, 201 517–527.
  12. ^ а б c d е Aharonson, O .; Schorghofer, N .; Герстелл, М.Ф. (2003). Скорость образования полос на склонах и скорость осаждения пыли на Марсе. J. Geophys. Res., 108(E12), 5138, Дои:10.1029 / 2003JE002123.
  13. ^ Дандас, C. 2018. НАБЛЮДЕНИЯ НОВЫХ МАРСИАНСКИХ УРОКОВ. 49-я Конференция по изучению луны и планет, 2018 г. (Доклад LPI № 2083). 2026.pdf
  14. ^ а б c d Baratoux, D. et al. (2006). Роль переносимой ветром пыли в активности полос откосов: данные HRSC. Икар, 183 30–45.
  15. ^ Барлоу, 2008, стр. 73.
  16. ^ Хартманн, 2003, стр. 36–41.
  17. ^ а б c Schorghofer, Aharonson, O .; Gerstell, M.F .; Тацуми, Л. (2007). Три десятилетия активности полос на склонах Марса. Икар, 191 132–140, Дои:10.1016 / j.icarus.2007.04.026.
  18. ^ а б Малин, M.C .; Эджетт, К. (2001). Mars Global Surveyor Камера орбитального аппарата Марса: межпланетный рейс через основную миссию. J. Geophys. Res., 106(E10), 23 429–23 570.
  19. ^ а б Уильямс, С. (1991). Темные полосы на Марсе похожи на эолийские темные полосы. 22-я Конференция по изучению Луны и планет, Реферат № 1750. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1991/pdf/1750.pdf.
  20. ^ "Страница каталога для PIA22240". photojournal.jpl.nasa.gov. Получено 2 апреля 2018.
  21. ^ Phillips, C.B .; Burr, D.M .; Бейер, Р. (2007). Массовое движение внутри полосы наклона на Марсе, Geophys. Res. Lett., 34 L21202, г. Дои:10.1029 / 2007GL031577.
  22. ^ Фотожурнал НАСА. Почему новые отложения оврага не являются полосами откосов сухой пыли. http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA09030.
  23. ^ Putzig, N.E. и другие. (2005). Глобальная тепловая инерция и свойства поверхности Марса из картографической миссии MGS. Икар, 173 325–341.
  24. ^ Heavens, N., et al. 2017. ШИРОКОШИРОЧНЫЙ ДНЕВНЫЙ СО2-МОРОЗ НА МАРСЕ. Наука о Луне и планетах XLVIII (2017). 1485pdf.
  25. ^ Treiman, A.H .; Louge, M.Y. (2004). Полосы и овраги на марсианском склоне: происхождение как сухие зернистые потоки. 35-я Конференция по изучению Луны и планет, Реферат № 1323. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2004/pdf/1323.pdf.
  26. ^ См. Феррис и другие. (2002) для обсуждения.
  27. ^ Jaret, S.J .; Clevy, J.R. (2007). Распределение полос темного склона в ударном бассейне Скиапарелли и вокруг него, Марс. 38-я Конференция по изучению Луны и планет, Тезисы № 1973. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/1973.pdf.
  28. ^ Альбин, Э.Ф .; Кинг, J.D. (2001a). Полосы темного склона и связанные с ними слоистые отложения на юго-западном дне ударного бассейна Кассини, Марс. 32-я Конференция по изучению Луны и планет, Реферат № 1380. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1380.pdf.
  29. ^ Альбин, Э.Ф .; Кинг, J.D. (2001b). Происхождение полос темного склона в ударном бассейне Скиапарелли, Марс, 32-я Конференция по изучению Луны и планет, Реферат № 1395. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1395.pdf.
  30. ^ http://www.uahirise.org/epo/nuggets/dust-avalanche.pdf
  31. ^ https://hirise.lpl.arizona.edu/ESP_054066_1920
  32. ^ Кайлан Дж. Берли, Генри Дж. Мелош, Ливио Л. Торнабене, Борис Иванов, Альфред С. МакИвен, Ингрид Дж.Даубар. Ударная воздушная волна вызывает на Марсе пылевые лавины » Икар 2012; 217 (1) 194 Дои:10.1016 / j.icarus.2011.10.026
  33. ^ "Red Planet Report - Что нового у Марса". redplanet.asu.edu. Получено 2 апреля 2018.
  34. ^ «Метеоритные ударные волны вызывают на Марсе пылевые лавины». Phys.org. Получено 2 апреля 2018.
  35. ^ Edgett, K.S .; Малин, M.C .; Sullivan, R.J .; Thomas, P .; Веверка, Дж. (2000). Динамический Марс: новые полосы темного склона, наблюдаемые в годовом и декадном временных масштабах. 31-я Конференция по изучению Луны и планет, Реферат № 1058. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/1058.pdf.
  36. ^ Бергонио, Дж., К. Роттас и Н. Шоргхофер. 2013. Свойства популяций полос марсианского склона. Икар: 225, 194-199.
  37. ^ Gerstell, M.F .; Ахаронсон, О; Шоргхофер, Н. (2004). Особый класс лавинных шрамов на Марсе. Икар, 168 122–130.
  38. ^ а б c МакИвен, А. и другие. (2011). Сезонные течения на теплых марсианских склонах. Наука, 333(6043), 740–743. Дои:10.1126 / science.1204816 PMID  21817049. http://www.sciencemag.org/content/333/6043/740.
  39. ^ а б Манн, Адам (18 февраля 2014 г.). «Странные темные полосы на Марсе становятся все более и более загадочными». Проводной. Получено 18 февраля 2014.
  40. ^ Чанг, К. (2011). «Ученые обнаруживают признаки того, что на Марсе течет вода», Нью-Йорк Таймс, 4 августа, А13. https://www.nytimes.com/2011/08/05/science/space/05mars.html?_r=1&ref=marsplanet.
  41. ^ Сайт HiRISE. Сезонные течения на теплых марсианских склонах. http://hirise.lpl.arizona.edu/sim/science-2011-aug-4.php.
  42. ^ McEwen, A. Ojha L .; Dundas C .; Mattson, S .; Бирн С .; Wray J .; Cull S .; Мурчи С. (2011). Transient Slope Lineae: свидетельства летних соленых течений на Марсе? 42-я Конференция по изучению Луны и планет, Реферат № 2314. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/2314.pdf.
  43. ^ Schorghofer, N .; Кинг, К. (2011). Спорадическое образование полос на склонах Марса. Икар, 216(1), 159-168.
  44. ^ а б Levy, J. S .; Фонтан, А. Г. (2011). «Водные тропы» 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 изучению Луны и планет, Реферат № 1210. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/1210.pdf.

дальнейшее чтение

  • Барлоу, Н. (2008). Марс: введение в его внутреннюю часть, поверхность и атмосферу; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, ISBN  978-0-521-85226-5.
  • Хартманн, Уильям, К. (2003). Путеводитель по Марсу: Таинственные пейзажи Красной планеты; Рабочий: Нью-Йорк, ISBN  0-7611-2606-6.