Четырехугольник Эридании - Eridania quadrangle

Эридания четырехугольник
USGS-Mars-MC-29-EridaniaRegion-mola.png
Карта четырехугольника Эридании от Лазерный высотомер Mars Orbiter (MOLA) данные. Самые высокие отметки - красные, а самые низкие - синие.
Координаты47 ° 30 'ю.ш. 210 ° 00'з.д. / 47,5 ° ю.ш.210 ° з. / -47.5; -210Координаты: 47 ° 30 'ю.ш. 210 ° 00'з.д. / 47,5 ° ю.ш.210 ° з. / -47.5; -210
Изображение Четырехугольника Эридании (MC-29). Этот регион в основном включает высокогорье, покрытое кратерами. Западно-центральная часть включает Кратер Кеплера.

В Эридания четырехугольник является одним из серии 30 карт четырехугольника Марса используется Геологическая служба США (USGS) Программа исследований в области астрогеологии. Четырехугольник Эридании также упоминается как MC-29 (карта Марса-29).[1]

В Четырехугольник Эридании находится между 30 ° и 65 ° южной широты и 180 ° и 240 ° западной долготы на планете Марс. Большая часть классического региона названа Терра Киммерия находится внутри этого четырехугольника. Часть Электрис депозиты Светлые отложения мощностью 100–200 метров покрывают четырехугольник Эридании.[2] На многих склонах Эридании есть овраги, причиной которых, как полагают, является проточная вода.

Марсианские овраги

Четырехугольник Эридании - это место расположения оврагов, которые могут быть вызваны недавним течением воды. Овраги возникают на крутых склонах, особенно на стенках кратеров. Считается, что овраги относительно молоды, потому что в них мало кратеров или они вообще отсутствуют. Кроме того, они лежат на песчаных дюнах, которые сами по себе считаются довольно молодыми. Обычно в каждом овраге есть ниша, канал и фартук. Некоторые исследования показали, что овраги возникают на склонах, обращенных во все стороны.[3] другие обнаружили, что большее количество оврагов находится на склонах, обращенных к полюсу, особенно на 30-44 ю.ш.[4][5]

Хотя для их объяснения было выдвинуто много идей,[6] самые популярные включают жидкую воду, поступающую из водоносный горизонт, от таяния у основания старых ледники, или от таяния льда на земле, когда климат был теплее.[7][8] Ученые воодушевлены тем, что в их формировании участвовала жидкая вода и что они могли быть очень молодыми. Может быть, нам следует искать жизнь в ущельях.

Есть доказательства для всех трех теорий. Большинство головок ниш оврагов расположены на одном уровне, как и следовало ожидать от водоносный горизонт. Различные измерения и расчеты показывают, что жидкая вода могла существовать в водоносных горизонтах на обычных глубинах, где начинаются овраги.[9] Одним из вариантов этой модели является то, что рост магма мог растопить лед в земле и заставить воду течь в водоносные горизонты. Водоносные горизонты - это слой, позволяющий воде течь. Они могут состоять из пористого песчаника. Слой водоносного горизонта будет располагаться поверх другого слоя, который не дает воде стекать вниз (в геологических терминах он будет назван непроницаемым). Поскольку вода в водоносном горизонте не может опускаться, единственное направление, в котором может течь захваченная вода, - это горизонтальное. В конце концов, вода может вытечь на поверхность, когда водоносный горизонт достигнет разлома - например, стены кратера. В результате поток воды может разрушить стену и образовать овраги.[10] Водоносные горизонты довольно распространены на Земле. Хороший пример - "Плачущий камень" в Национальный парк Зайон Юта.[11]

Что касается следующей теории, большая часть поверхности Марса покрыта толстой гладкой мантией, которая, как полагают, представляет собой смесь льда и пыли.[12][13][14] Эта покрытая льдом мантия толщиной в несколько ярдов сглаживает землю, но местами имеет неровную текстуру, напоминающую поверхность баскетбольного мяча. Мантия может быть похожа на ледник, и при определенных условиях лед, смешанный с мантией, может таять, стекать по склонам и образовывать овраги.[15][16][17] Поскольку на этой мантии мало кратеров, она относительно молода. Прекрасный вид этой мантии показан ниже на изображении края кратера Птолемея, как это видно из HiRISE.[18]Богатая льдом мантия может быть результатом климатических изменений.[19] Изменения орбиты и наклона Марса вызывают значительные изменения в распределении водяного льда от полярных регионов до широт, эквивалентных Техасу. В определенные климатические периоды водяной пар покидает полярный лед и попадает в атмосферу. В более низких широтах вода возвращается на землю в виде отложений изморози или снега, обильно смешанных с пылью. Атмосфера Марса содержит много мелких частиц пыли. Водяной пар конденсируется на частицах, а затем падает на землю из-за дополнительного веса водяного покрытия. Когда Марс находится на самом большом наклоне или наклонении, до 2 см льда может быть удалено из летней ледяной шапки и отложено в средних широтах. Это движение воды может длиться несколько тысяч лет и создать слой снега толщиной до 10 метров.[20][21] Когда лед в верхней части покровного слоя возвращается в атмосферу, он оставляет после себя пыль, которая изолирует оставшийся лед.[22] Измерения высоты и уклона оврагов подтверждают идею о том, что снежные покровы или ледники связаны с оврагами. На более крутых склонах больше тени, чтобы сохранить снег.[4][5]На возвышенностях гораздо меньше оврагов, потому что лед имеет тенденцию сублимироваться больше в разреженном воздухе на большей высоте.[23]

Третья теория может быть возможна, поскольку климатических изменений может быть достаточно, чтобы просто позволить льду в земле растаять и, таким образом, образовать овраги. Во время более теплого климата первые несколько метров земли могут оттаять и образовывать «селевые потоки», подобные тем, которые существуют на сухом и холодном восточном побережье Гренландии.[24] Поскольку овраги возникают на крутых склонах, требуется лишь небольшое уменьшение прочности частиц грунта на сдвиг, чтобы начать поток. Достаточно небольшого количества жидкой воды из талого грунтового льда.[25][26] Расчеты показывают, что треть миллиметра стока может производиться каждый день в течение 50 дней каждого марсианского года даже в нынешних условиях.[27]

  • Промаркированный овраг, как его видит HiRISE в программе HiWish

  • Овраги, овраги глазами HiRISE в рамках программы HiWish

  • Овраги в кратере в Эридании, к северу от большого кратера Кеплер. Кроме того, функции, которые могут быть остатками старых ледники присутствуют. Один справа имеет форму языка. Изображение снято с помощью Mars Global Surveyor, под Программа общественного таргетинга MOC.

  • HiRISE изображение, показывающее овраги. Масштабная линейка - 500 метров. Снимок сделан под Программа HiWish.

  • Овраги и слои мантии на стене, как видно HiRISE в рамках программы HiWish

  • Овраги глазами HiRISE в рамках программы HiWish

  • Крупный план некоторых оврагов с предыдущего изображения, как видно из HiRISE в программе HiWish

  • Крупный план фартука на одном из оврагов с предыдущего изображения. Изображение было снято HiRISE в рамках программы HiWish

  • Овраги глазами HiRISE в рамках программы HiWish

  • Овраги на двух разных уровнях в кратере, видимые HiRISE в рамках программы HiWish

  • Широкий обзор оврагов, как его видит HiRISE в программе HiWish

  • Закрыть вид оврага с предыдущего изображения, как его видит HiRISE в программе HiWish

  • Широкий вид оврагов в кратере, видимый HiRISE по программе HiWish

  • Закрыть вид оврага с предыдущего изображения, как его видит HiRISE в программе HiWish

  • Закрытый вид оврага с предыдущего изображения, полученный HiRISE в рамках программы HiWish. Изогнутые гребни могли образоваться ледниками до того, как образовались овраги.

  • Кратер с оврагами, вид HiRISE по программе HiWish

  • Крупным планом вид фартука оврага, показывающий эрозию каналов, как это видно на HiRISE в программе HiWish

  • Крупным планом вид оврагов с небольшими каналами, как их видит HiRISE в программе HiWish. Стрелка указывает на один небольшой канал в большей долине.

  • Кратер с оврагами, вид HiRISE по программе HiWish

  • Кратер с оврагами, вид HiRISE по программе HiWish

  • Кратер Гаса, как видно CTX Примечание: Кратер Гаса - меньший кратер. Считается, что удар, который создал Гаса, произошел в покрытом мусором леднике.

  • Овраги в кратере Гаса, вид HiRISE.

Следы пыльного дьявола

Многие районы Марса, включая Эриданию, переживают прохождение гигантских пыльные дьяволы. Тонкий слой мелкой яркой пыли покрывает большую часть поверхности Марса. Когда пылевой дьявол проходит мимо, он сдувает покрытие и обнажает темную поверхность.

Пыльные угри возникают, когда солнце нагревает воздух возле плоской сухой поверхности. Затем теплый воздух быстро поднимается через более прохладный воздух и начинает вращаться, двигаясь вперед. Эта вращающаяся, движущаяся ячейка может собирать пыль и песок, а затем оставлять чистую поверхность.[28]

Пылевые дьяволы были замечены с земли и высоко над головой с орбиты. Они даже сдули пыль с солнечные панели из двух Роверс на Марсе, тем самым значительно продлив себе жизнь.[29] Роверы-близнецы были рассчитаны на 3 месяца, вместо этого они прослужили более шести лет, а один все еще работает через 8 лет. Было показано, что рисунок следов меняется каждые несколько месяцев.[30]

Исследование, объединившее данные Стереокамера высокого разрешения (HRSC) и Камера орбитального аппарата Марса (MOC) обнаружил, что некоторые крупные пылевые дьяволы на Марсе имеют диаметр 700 метров и живут не менее 26 минут.[31]

Палеомагнетизм

В Mars Global Surveyor (MGS) обнаружил магнитные полосы в коре Марса, особенно в четырехугольниках Фаэтонтиса и Эридании (Терра Киммерия и Terra Sirenum ).[32][33] Магнитометр на MGS обнаружил полосы намагниченной коры шириной 100 км, идущие примерно параллельно на расстояние до 2000 км. Эти полосы чередуются по полярности: северный магнитный полюс одного направлен вверх от поверхности, а северный магнитный полюс другого направлен вниз.[34] Когда подобные полосы были обнаружены на Земле в 1960-х годах, они были восприняты как свидетельство тектоника плит. Исследователи полагают, что эти магнитные полосы на Марсе свидетельствуют о коротком раннем периоде тектонической активности плит.[35] Когда камни стали твердыми, они сохранили магнетизм, существовавший в то время. Считается, что магнитное поле планеты вызывается движением жидкости под поверхностью.[36][37][38] Однако есть некоторые различия между магнитными полосами на Земле и на Марсе. Марсианские полосы шире, намагничены гораздо сильнее и не выходят за пределы зоны спрединга средней коры. Поскольку возраст области, содержащей магнитные полосы, составляет около 4 миллиардов лет, считается, что глобальное магнитное поле, вероятно, длилось только первые несколько сотен миллионов лет жизни Марса, когда температура расплавленного железа в ядре планеты могла иметь был достаточно высоким, чтобы смешать его с магнитным динамо. Вблизи больших ударных бассейнов, таких как Эллада, нет магнитных полей. Удар от удара мог стереть остаточную намагниченность в породе. Итак, магнетизм, вызванный ранним движением жидкости в ядре, не мог бы существовать после ударов.[39]

Некоторые исследователи предположили, что в начале своей истории Марс демонстрировал форму тектоники плит. Примерно 3,93 миллиарда лет назад Марс стал планетой из одной плиты с суперплюмом под Фарсидой.[40][41][42]

Когда расплавленная порода содержит магнитный материал, такой как гематит (Fe2О3), охлаждается и затвердевает в присутствии магнитного поля, он намагничивается и принимает полярность фонового поля. Этот магнетизм теряется только в том случае, если порода впоследствии нагревается выше определенной температуры (точка Кюри, которая составляет 770 ° C для железа). Магнетизм, оставшийся в горных породах, является записью магнитного поля при затвердевании породы.[43]

Дюны

Дюны, в том числе барханы, присутствуют в четырехугольнике Эридании и на некоторых фотографиях ниже. Когда есть идеальные условия для создания песчаных дюн, постоянный ветер в одном направлении и достаточно песка, образуется барханная песчаная дюна. Барханы имеют пологий уклон с ветровой стороны и гораздо более крутой склон с подветренной стороны, где часто образуются рога или выемки.[44] Может показаться, что вся дюна движется по ветру. Наблюдение за дюнами на Марсе может сказать нам, насколько сильны ветры, а также их направление. Если делать снимки через равные промежутки времени, можно увидеть изменения в дюнах или, возможно, рябь на поверхности дюн. На Марсе дюны часто имеют темный цвет, потому что они образовались из обычного базальта вулканической породы. В сухой среде темные минералы базальта, такие как оливин и пироксен, не разрушаются, как на Земле. Темный песок встречается редко, но на Гавайях есть много вулканов, извергающих базальт. Бархан - это русский термин, потому что этот тип дюн впервые был замечен в пустынных районах Туркестана.[45]Часть ветра на Марсе создается, когда весной нагревается сухой лед на полюсах. В это время твердая двуокись углерода (сухой лед) сублимируется или превращается непосредственно в газ и уносится прочь с высокой скоростью. Каждый марсианский год 30% углекислого газа в атмосфере замерзает и покрывает полюс, который переживает зиму, поэтому существует большой потенциал для сильных ветров.[46]

  • Кратер Хаггинса, как видно камерой CTX (на орбитальном аппарате Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Дюны и следы пыльного дьявола на дне кратера Хаггинс, как видно камерой CTX (Марсианский орбитальный аппарат). Темные полосы на дюнах - это следы пыльного дьявола. Примечание: это увеличение предыдущего изображения кратера Хаггинса.

  • Кратер Хэдли, как видно камерой CTX (на орбитальном аппарате Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Дюны на дне кратера Хэдли, как их видит камера CTX (Марсианский разведывательный орбитальный аппарат). Примечание: это увеличение предыдущего изображения кратера Хэдли.

  • Темные дюны, как их видит HiRISE под Программа HiWish. Темные дюны состоят из вулканической породы базальт. Темная рамка в центре фотографии показывает увеличенную область на следующем изображении. Длина шкалы 500 метров.

  • Крупный план темных дюн, как их видит HiRISE под Программа HiWish. Изображение в самом длинном измерении составляет немногим более 1 км. Расположение этого изображения показано на предыдущем изображении.

  • Дюны глазами HiRISE в программе HiWish. Расположение - четырехугольник Эридании.

  • Дюны на дне кратера, вид HiRISE в рамках программы HiWish

  • Широкий вид на дюны возле кратеров, как это делает HiRISE в рамках программы HiWish

  • Крупным планом вид дюн, видимых HiRISE в программе HiWish

  • Крупным планом вид дюн возле кратера, как это видно на HiRISE в рамках программы HiWish

  • Крупным планом, цветной вид дюн, видимый HiRISE в программе HiWish

Ледниковые особенности

Ледники, свободно определяемые как участки текущего или недавно открытого льда, как полагают, присутствуют на больших, но ограниченных участках современной поверхности Марса, и предполагается, что они были более широко распространены в прошлом.[47][48][страница нужна ] Лопастные выпуклые элементы на поверхности, известные как характеристики вязкого течения и фартуки с лопастными обломками, которые показывают характеристики неньютоновский поток, сейчас почти единодушно считаются настоящими ледниками.[47][49][50][51][52][53][54][55][56]

Основная статья: Ледники на Марсе

  • Ледниковые образования в кратере Аррениуса, видимые HiRISE под Программа HiWish. Стрелки указывают на старые ледники.

  • Кратер Cruls, как видно камерой CTX (на Марсианский разведывательный орбитальный аппарат ). Стрелки указывают старые ледники.

  • Старые ледники в кратере Крулс, полученные HiRISE по программе HiWish.

  • Озеро Ромер Ледник «Слоновья лапка» в Арктике Земли, как видно с спутника Landsat 8. На этом снимке показаны несколько ледников, которые имеют ту же форму, что и многие другие объекты на Марсе, которые, как считается, также являются ледниками.

  • Поток глазами HiRISE в рамках программы HiWish

Озеро

Смотрите также: Озера на Марсе

Предполагается, что в бассейне Эридании, расположенном около 180 ° восточной долготы и 30 ° южной широты, находилось большое озеро глубиной в 1 км.[57] Бассейн состоит из группы размытых и связанных топографически воздействующих бассейнов. Площадь озера оценивается в 3 000 000 квадратных километров. Вода из этого озера вошла в Маадим Валлис, которая начинается на северной границе озера.[58] Он окружен сетями долин, которые заканчиваются на одной высоте, что позволяет предположить, что они впадают в озеро.[59] В этом районе обнаружены богатые магнезием глинистые минералы и опаловый кремнезем.[60] Эти минералы соответствуют наличию большого озера.[58]

  • Карта, показывающая приблизительную глубину воды в различных частях моря Эридания. Ширина этой карты составляет около 530 миль.

  • Объекты вокруг моря Эридании помечены

Район этого озера показывает убедительные доказательства древнего магнетизма на Марсе.[61] Было высказано предположение, что здесь корка разделилась, как на границы плит на земле. Есть высокие уровни калий в области, которая может указывать на глубокий мантийный источник вулканизма или серьезные изменения в земной коре.[62][63][64]

Более поздние исследования с CRISM обнаружили мощные отложения толщиной более 400 метров, содержащие минералы. сапонит, тальк-сапонит, богатые железом слюда (Например, глауконит -нонтронит ), Fe- и Mg-серпентин, Mg-Fe-Ca-карбонат и вероятное Fe-сульфид. Сульфид железа, вероятно, образовался в глубокой воде из воды, нагретой вулканы. Анализы из Марсианский разведывательный орбитальный аппарат предоставили доказательства древних гидротермальных отложений на морском дне в бассейне Эридании, предполагая, что гидротермальные источники закачивал насыщенную минералами воду прямо в это древнее марсианское озеро.[65][66]

  • Отложения глубоководных бассейнов со дна моря Эридания. Столовые горы на полу существуют потому, что они были защищены от интенсивной эрозии глубоким водным / ледяным покровом. CRISM измерения показывают, что минералы могут быть из гидротермальных отложений на морском дне. Возможно, в этом море зародилась жизнь.

  • Диаграмма, показывающая, как вулканическая активность могла вызвать отложение минералов на дне моря Эридания. Хлориды откладывались вдоль береговой линии в результате испарения.

Кратеры

  • Кратер, видимый HiRISE в рамках программы HiWish, также видны следы пыльного дьявола.

  • Дно кратера в форме странной грани, как его видит HiRISE в программе HiWish. Поле указывает, где находится следующее изображение.

  • Крупный план части стены кратера, показанной на предыдущем фото. Кажется, в стене есть бороздки. Снимок сделан с помощью HiRISE в программе HiWish.

  • Поверхность на дне кратера, видимая HiRISE в программе HiWish.

  • Кратер Аррениуса, видимый камерой CTX (на Марсианский разведывательный орбитальный аппарат ).

  • Следы пыльного дьявола вдоль кромки кратера Уэллс, как видно камерой CTX (Марсианский орбитальный аппарат). Примечание: это увеличение предыдущего изображения кратера Уэллса.

  • Западная сторона Кратер Россби, как видно камерой CTX (на орбитальном аппарате Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Овраги в кратере Россби, видимые камерой CTX (Марсианский орбитальный аппарат). Примечание: это увеличение предыдущего изображения западной стороны кратера Россби.

  • Кратер Марца, как видно на CTXcamera (на Марсианском орбитальном аппарате).

  • Овраги на центральном холме в кратере Марц, как видно камерой CTX (Марсианский орбитальный аппарат). Примечание: это увеличение предыдущего изображения кратера Марц.

  • Кратер Кэмпбелла, как видно камерой CTX (на орбитальном аппарате Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Следы пыльного дьявола, как видно камерой CTX (на орбитальном аппарате Mars Reconnaissance Orbiter). Примечание: это увеличение предыдущего изображения кратера Кэмпбелл.

  • Кратер Холдейна, как видно камерой CTX (на орбитальном аппарате Mars Reconnaissance Orbiter). Темные участки на полу - это дюны.

  • Кратер Виноградского, как видно камерой CTX (на орбитальном аппарате Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Priestly Crater, как видно камерой CTX (на орбитальном аппарате Mars Reconnaissance Orbiter).

Зависящая от широты мантия

Большая часть поверхности Марса покрыта толстым слоем мантии, богатым льдом, который в прошлом несколько раз падал с неба.[67][68][69] В некоторых местах в мантии просматривается ряд слоев.[70] Некоторые поверхности в Эридании покрыты этой ледяной покровом. В некоторых местах поверхность имеет ямчатую или рассеченную текстуру; Эти текстуры наводят на мысль о материале, который когда-то держал лед, который с тех пор исчез, позволяя оставшейся почве обрушиться на поверхность.[71]

  • Слои мантии, видимые HiRISE в программе HiWish

  • Близкий вид на места, покрытые и не покрытые слоем мантии, которая падает с неба при изменении климата.

  • Широкий вид кратера с областями мантии, зависящими от широты, как это видно на HiRISE в рамках программы HiWish

  • Крупным планом кратер с областями мантии, зависящими от широты, как это было видно с HiRISE в рамках программы HiWish

каналы

Существует огромное количество свидетельств того, что когда-то вода текла в долинах рек на Марсе.[72][73] Изображения изогнутых каналов были замечены на снимках с марсианского космического корабля, датируемых началом семидесятых годов. Маринер 9 орбитальный аппарат.[74][75][76][77] Действительно, исследование, опубликованное в июне 2017 года, подсчитало, что объем воды, необходимый для прорезания всех каналов на Марсе, был даже больше, чем предполагаемый океан, который, возможно, имел планета. Вероятно, вода многократно перерабатывалась из океана в ливень вокруг Марса.[78][79]

  • Канал глазами HiRISE в программе HiWish

  • Прорезание канала поперек желоба, как видит HiRISE в программе HiWish Желоб и канал помечены.

  • Канал на дне кратера, видимый HiRISE в рамках программы HiWish

  • Канал глазами HiRISE в программе HiWish

  • Каналы, как их видит HiRISE в программе HiWish

  • Каналы, как их видит HiRISE в программе HiWish

  • Каналы, как их видит HiRISE в программе HiWish

  • Каналы, как их видит HiRISE в программе HiWish

  • Канал глазами HiRISE в программе HiWish

  • Каналы, как их видит HiRISE в программе HiWish Эти каналы со временем исчезают. Они могут какое-то время уйти под землю.

  • Канал на дне долины, как его видит HiRISE в рамках программы HiWish. Небольшой канал мог образоваться через некоторое время после большей долины; следовательно, вода могла быть здесь не раз.

Другие особенности четырехугольника Эридании

  • Карта четырехугольника Эридании с крупными кратерами.

  • Ариадна Коллес Хаос глазами HiRISE. Исходное изображение отображает много интересных деталей. Масштабная линейка имеет длину 500 метров.

  • Кочки в Ariadness Colles, глазами HiRISE. Правое изображение - это увеличенная часть другого изображения.

  • Дно кратера, как видит HiRISE под Программа HiWish. Шероховатая поверхность образовалась из-за выхода льда из земли. В кратере скопилось много льда, покрытого камнями и грязью.

  • Дно кратера, показывающее рельеф мозга, как это видно из HiRISE в рамках программы HiWish

  • Гребни, обнаженные из-под темного слоя, как видно из HiRISE в программе HiWish

  • Слои, видимые HiRISE в программе HiWish

File: ESP 055104 1385pyramid.jpg | Многослойный объект в кратере, видимый HiRISE в программе HiWish

Другие четырехугольники Марса

Квадратная карта Марса
Квадратная карта Марса
Изображение выше содержит интерактивные ссылкиКликабельное изображение из 30 картографических четырехугольники Марса, определяемого USGS.[80][81] Числа в виде четырехугольника (начиная с MC для "Карты Марса")[82] и имена ссылки на соответствующие статьи. Север находится наверху; 0 ° с.ш. 180 ° з.д. / 0 ° с.ш.180 ° з. / 0; -180 находится в крайнем левом углу экватор. Изображения карты были сделаны Mars Global Surveyor.

Интерактивная карта Марса

Ахероновые ямкиAcidalia PlanitiaАльба МонсAmazonis PlanitiaАония ПланицияАравия ТерраАркадия ПланицияArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumЭлизиум МонсЭлизиум ПланицияКратер штормаHadriaca PateraЭллас МонтесHellas PlanitiaHesperia PlanumКратер холденаIcaria PlanumИсидис ПланитияКратер ЕзероКратер ломоносоваLucus PlanumЛикус СульчиКратер ЛиотаLunae PlanumMalea PlanumКратер МаральдиMareotis FossaeMareotis TempeМаргаритифер ТерраКратер МиКратер МиланковичаNepenthes MensaeNereidum MontesNilosyrtis MensaeНоахис ТерраOlympica FossaeOlympus MonsPlanum AustraleПрометей ТерраProtonilus MensaeСиренумSisyphi PlanumSolis PlanumSyria PlanumТанталовые ямкиTempe TerraТерра КиммерияTerra SabaeaTerra SirenumФарсис МонтесTractus CatenaТиррен ТерраУлисс ПатераУраниус ПатераУтопия ПланицияValles MarinerisВаститас БореалисXanthe TerraКарта Марса
Изображение выше содержит интерактивные ссылкиИнтерактивная карта изображений из глобальная топография Марса. Парение ваша мышь над изображением, чтобы увидеть названия более 60 известных географических объектов, и щелкните, чтобы связать их. Цвет базовой карты указывает на относительную возвышения, по данным Лазерный высотомер Mars Orbiter на НАСА Mars Global Surveyor. Белые и коричневые цвета указывают на самые высокие высоты (От +12 до +8 км); затем следуют розовые и красные (От +8 до +3 км); желтый это 0 км; зеленые и синие - более низкие высоты (до −8 км). Топоры находятся широта и долгота; Полярные регионы отмечены.
(Смотрите также: Карта марсоходов и Карта памяти Марса) (Посмотреть • обсудить)


Смотрите также

использованная литература

  1. ^ Дэвис, M.E .; Batson, R.M .; Wu, S.S.C. «Геодезия и картография» в Kieffer, H.H .; Jakosky, B.M .; Снайдер, C.W .; Мэтьюз, M.S., Eds. Марс. Издательство Университета Аризоны: Тусон, 1992.
  2. ^ Грант, Дж. И П. Шульц. 1990. Градационные эпохи на Марсе: данные с запада-северо-запада Исидис Бэйсин и Электрик. Икар: 84. 166–195.
  3. ^ Эджетт, К. и др. 2003. Марсианские овраги в полярных и средних широтах: вид с MGS MOC после 2 лет на Марс на картографической орбите. Лунная планета. Sci. 34. Аннотация 1038.
  4. ^ а б http://www.planetary.brown.edu/pdfs/3138.pdf
  5. ^ а б Диксон, Дж .; и другие. (2007). «Марсианские овраги в южных средних широтах Марса. Свидетельства контролируемого климатом образования молодых речных структур на основе местной и глобальной топографии». Икар. 188 (2): 315–323. Bibcode:2007Icar..188..315D. Дои:10.1016 / j.icarus.2006.11.020.
  6. ^ http://www.psrd.hawaii.edu/Aug03/MartianGullies.html
  7. ^ Heldmann, J .; Меллон, М. (2004). «Наблюдения за марсианскими оврагами и ограничения потенциальных механизмов образования. 2004». Икар. 168 (2): 285–304. Bibcode:2004Icar..168..285H. Дои:10.1016 / j.icarus.2003.11.024.
  8. ^ Забудьте, F. et al. 2006. Планета Марс. История другого мира. Praxis Publishing. Чичестер, Великобритания.
  9. ^ Heldmann, J .; Меллон, М. (2004). «Наблюдения за марсианскими оврагами и ограничения потенциальных механизмов образования». Икар. 168 (2): 285–304. Bibcode:2004Icar..168..285H. Дои:10.1016 / j.icarus.2003.11.024.
  10. ^ http://www.space.com/scienceastronomy/mars_aquifer_041112.html
  11. ^ Харрис, А. и Э. Таттл. 1990. Геология национальных парков. Кендалл / Хант Издательская Компания. Дубьюк, Айова
  12. ^ Малин, М. и К. Эджетт. 2001. Mars Global Surveyor Камера орбитального аппарата Марса: межпланетный полет в рамках основной миссии. J. Geophys. Разр .: 106, 23429-23570
  13. ^ Mustard, J. et al. 2001. Свидетельства недавнего изменения климата на Марсе по выявлению молодых приповерхностных льдов. Nature 412. 411-414.
  14. ^ Карр, М. (2001). «Наблюдения Mars Global Surveyor на неровной местности». J. Geophys. Res. 106 (E10): 23571–23595. Bibcode:2001JGR ... 10623571C. Дои:10.1029 / 2000je001316.
  15. ^ Новости NBC
  16. ^ Глава, Дж. У. (2008). «Образование оврагов на Марсе: связь с недавней историей климата и инсоляционной микросредой указывает на происхождение поверхностных водотоков». Труды Национальной академии наук. 105 (36): 13258–13263. Bibcode:2008PNAS..10513258H. Дои:10.1073 / pnas.0803760105. ЧВК  2734344. PMID  18725636.
  17. ^ Head, J .; и другие. (2008). «Образование оврагов на Марсе: связь с недавней историей климата и инсоляционной микросредой указывает на происхождение поверхностных водотоков». PNAS. 105 (36): 13258–13263. Bibcode:2008PNAS..10513258H. Дои:10.1073 / pnas.0803760105. ЧВК  2734344. PMID  18725636.
  18. ^ Кристенсен, П. (2003). «Образование недавних марсианских оврагов в результате таяния обширных богатых водой снежных отложений». Природа. 422 (6927): 45–48. Bibcode:2003Натура 422 ... 45С. Дои:10.1038 / природа01436. PMID  12594459. S2CID  4385806.
  19. ^ http://news.nationalgeographic.com/news/2008/03/080319-mars-gullies_2.html
  20. ^ Якоски, Б .; Карр, М. (1985). «Возможное выпадение льда на низких широтах Марса в периоды сильного наклона». Природа. 315 (6020): 559–561. Bibcode:1985Натура.315..559J. Дои:10.1038 / 315559a0. S2CID  4312172.
  21. ^ Якоски, Б .; и другие. (1995). «Хаотическая наклонность и природа марсианского климата». J. Geophys. Res. 100 (E1): 1579–1584. Bibcode:1995JGR ... 100.1579J. Дои:10.1029 / 94je02801.
  22. ^ MLA NASA / Лаборатория реактивного движения (2003, 18 декабря).Марс может выйти из ледникового периода. ScienceDaily. Получено 19 февраля 2009 г. из http://www.sciencedaily.com /releases/2003/12/031218075443.htmAds от GoogleAdvertise
  23. ^ Hecht, M (2002). «Метастабильность жидкой воды на Марсе». Икар. 156 (2): 373–386. Bibcode:2002Icar..156..373H. Дои:10.1006 / icar.2001.6794.
  24. ^ Пульваст, Дж. Physio-Geo. 18. 87-105.
  25. ^ Costard, F. et al. 2001. Сели на Марсе: аналогия с земной перигляциальной средой и климатическими последствиями. Наука о Луне и планетах XXXII (2001). 1534.pdf
  26. ^ http://www.spaceref.com:16090/news/viewpr.html?pid=7124[постоянная мертвая ссылка ],
  27. ^ Клоу, Г. (1987). «Образование жидкой воды на Марсе в результате таяния пыльного снежного покрова». Икар. 72 (1): 95–127. Bibcode:1987Icar ... 72 ... 95C. Дои:10.1016/0019-1035(87)90123-0.
  28. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_00481_2410
  29. ^ http://marsrovers.jpl.nasa.gov/gallery/press/spirit/20070412a.html
  30. ^ «Архивная копия». Архивировано из оригинал на 2011-10-28. Получено 2012-01-19.CS1 maint: заархивированная копия как заголовок (ссылка на сайт)
  31. ^ Reiss, D .; и другие. (2011). «Многократные наблюдения идентичных активных пылевых дьяволов на Марсе с помощью стереокамеры высокого разрешения (HRSC) и орбитальной камеры Марса (MOC)». Икар. 215 (1): 358–369. Bibcode:2011Icar..215..358R. Дои:10.1016 / j.icarus.2011.06.011.
  32. ^ Барлоу, Н. 2008. Марс: введение в его внутреннюю часть, поверхность и атмосферу. Издательство Кембриджского университета
  33. ^ Забудь, Франсуа; Костар, Франсуа; Логнонне, Филипп (12 декабря 2007 г.). Планета Марс: История другого мира. ISBN  978-0-387-48925-4.
  34. ^ Тейлор, Фредрик В. (10 декабря 2009 г.). Научное исследование Марса. ISBN  978-0-521-82956-4.
  35. ^ http://www.space.com/scienceastronomy/mars-plate-tectonics-recent-past-110103.html
  36. ^ Коннерни, Дж. И др. 1999. Магнитные линии в древней коре Марса. Наука: 284. 794-798.
  37. ^ Langlais, B. et al. 2004. Магнитное поле земной коры Марса. Журнал геофизических исследований 109: EO2008
  38. ^ Коннерни, Дж .; и другие. (2005). «Тектонические последствия магнетизма земной коры Марса». Труды Национальной академии наук США. 102 (42): 14970–14975. Bibcode:2005PNAS..10214970C. Дои:10.1073 / pnas.0507469102. ЧВК  1250232. PMID  16217034.
  39. ^ Acuna, M .; и другие. (1999). «Глобальное распределение намагниченности земной коры, обнаруженное в эксперименте Mars Global Surveyor MAG / ER». Наука. 284 (5415): 790–793. Bibcode:1999Научный ... 284..790А. Дои:10.1126 / наука.284.5415.790. PMID  10221908.
  40. ^ Бейкер В. и др. 2017. ВОДНОЕ ПРОИСХОЖДЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ МАРСА: ГЕОЛОГИЧЕСКАЯ ПЕРСПЕКТИВА. Наука о Луне и планетах XLVIII (2017). 3015.pdf
  41. ^ Baker, V. et al. 2004. ПРЕДВАРИТЕЛЬНЫЕ ТЕОРИИ ДОЛГОСРОЧНОЙ ГЕОЛОГИЧЕСКОЙ И ГИДРОЛОГИЧЕСКОЙ ЭВОЛЮЦИИ МАРСА. Наука о Луне и планетах XXXV (2004) 1399.pdf.
  42. ^ Бейкер В. и др. 2002. ТЕОРИЯ ГЕОЛОГИЧЕСКОЙ ЭВОЛЮЦИИ МАРСА И СВЯЗАННЫЙ С СИНТЕЗОМ (ГЕОМАРЫ). Наука о Луне и планетах XXXIII (2002). 1586pdf.
  43. ^ http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=31028&fbodylongid=645
  44. ^ Пай, Кеннет; Хаим Цоар (2008). Эолийские пески и песчаные дюны. Springer. п. 138. ISBN  9783540859109.
  45. ^ http://www.britannica.com/EBchecked/topic/53068/barchan
  46. ^ Mellon, J. T .; Feldman, W. C .; Преттман, Т. Х. (2003). «Наличие и устойчивость грунтовых льдов в южном полушарии Марса». Икар. 169 (2): 324–340. Bibcode:2004Icar..169..324M. Дои:10.1016 / j.icarus.2003.10.022.
  47. ^ а б Серия «Поверхность Марса»: Cambridge Planetary Science (№ 6) ISBN  978-0-511-26688-1 Майкл Х. Карр, Геологическая служба США, Менло-Парк
  48. ^ Киффер, Х. и др. 1992. Марс. Университет Аризоны Press. Тусон. ISBN  0-8165-1257-4
  49. ^ Milliken, R.E .; Mustard, J. F .; Голдсби, Д. Л. (2003). «Особенности течения вязкой жидкости на поверхности Марса: наблюдения по изображениям с высокой разрешающей способностью Mars Orbiter Camera (MOC)». Журнал геофизических исследований. 108 (E6): 5057. Bibcode:2003JGRE..108.5057M. Дои:10.1029 / 2002je002005.
  50. ^ Squyres, S.W .; Карр, М. (1986). «Геоморфические свидетельства распространения грунтовых льдов на Марсе». Наука. 213 (4735): 249–253. Bibcode:1986Научный ... 231..249С. Дои:10.1126 / science.231.4735.249. PMID  17769645. S2CID  34239136.
  51. ^ Head, J.W .; Marchant, D.R .; Dickson, J.L .; Кресс, А. (2010). «Критерии для распознавания отложений покрытых обломками ледников и долинных ледниковых земель». Планета Земля. Sci. Латыш. 294: 306–320. Bibcode:2010E и PSL.294..306H. Дои:10.1016 / j.epsl.2009.06.041.
  52. ^ Holt, J.W .; и другие. (2008). «Свидетельство радиолокационного зондирования погребенных ледников в южных средних широтах Марса». Наука. 322 (5905): 1235–1238. Bibcode:2008Sci ... 322.1235H. Дои:10.1126 / science.1164246. PMID  19023078. S2CID  36614186.
  53. ^ Morgan, G.A .; Head, J.W .; Маршан, Д. (2009). «Линейно-долинная насыпь (LVF) и выступы лопастных обломков (LDA) в северной пограничной области дихотомии Deuteronilus Mensae, Марс: ограничения на масштабы, возраст и эпизодичность ледниковых событий Амазонки». Икар. 202 (1): 22–38. Bibcode:2009Icar..202 ... 22M. Дои:10.1016 / j.icarus.2009.02.017.
  54. ^ Plaut, J.J .; Safaeinili, A .; Holt, J.W .; Phillips, R.J .; Head, J.W .; Sue, R .; Путциг, А. (2009). «Доказательства наличия льда в лопастных обломках Frigeri Radar в средних и северных широтах Марса». Geophys. Res. Латыш. 36 (2): L02203. Bibcode:2009GeoRL..36.2203P. Дои:10.1029 / 2008gl036379.
  55. ^ Baker, D.M.H .; Head, J.W .; Маршан, Д. (2010). «Схема потоков лопастных обломков и линейчатая долина, заполняющая к северу от Ismeniae Fossae, Марс: свидетельство обширного оледенения в средних широтах в поздней Амазонии». Икар. 207 (1): 186–209. Bibcode:2010Icar..207..186B. Дои:10.1016 / j.icarus.2009.11.017.
  56. ^ Арфстром, Дж. (2005). «Наземные аналоги и взаимосвязи». Икар. 174 (2): 321–335. Bibcode:2005Icar..174..321A. Дои:10.1016 / j.icarus.2004.05.026.
  57. ^ Irwin, R .; и другие. (2004). «2004». J. Geophys. Res. 109 (E12): E12009. Bibcode:2004JGRE..10912009I. Дои:10.1029 / 2004je002287.
  58. ^ а б Михальский, Дж., Э. Ное Добреа1, К. Вайц. 2015. Богатые магнием глины и кремнеземистые месторождения в бассейне Эридании: возможное свидетельство древних морских отложений на Марсе. 46-я Конференция по изучению Луны и планет. 2754.pdf
  59. ^ Бейкер Д., Дж. Хед. 2014. 44-я LPSC, аннотация № 1252.
  60. ^ Cuadros, J .; и другие. (2013). "Кристаллохимия переслаивающихся Mg / Fe-глинистых минералов гидротермальных участков морского дна" (PDF). Chem. Геол. 360–361: 142–158. Bibcode:2013ЧГео.360..142С. Дои:10.1016 / j.chemgeo.2013.10.016.
  61. ^ Коннерни, Дж .; и другие. (2005). «Тектонические последствия магнетизма земной коры Марса». Proc. Natl. Акад. Sci. Соединенные Штаты Америки. 102 (42): 14970–14975. Bibcode:2005PNAS..10214970C. Дои:10.1073 / pnas.0507469102. ЧВК  1250232. PMID  16217034.
  62. ^ Hahn, B .; и другие. (2011). «Производство тепла на поверхности Марса и тепловой поток земной коры с помощью гамма-спектрометрии Mars Odyssey». Geophys. Res. Латыш. 38 (14): L14203. Bibcode:2011GeoRL..3814203H. Дои:10.1029 / 2011gl047435.
  63. ^ Штаудигель, Х. 2013. Трактат по геохимии, 2-е изд., Vol. 4 (ред. Холланд, Х. и Турекиан, К.), 583–606.
  64. ^ Taylor, G .; и другие. (2006). «Вариации K / Th на Марсе». J. Geophys. Res. 111 (E3): 1–20. Bibcode:2006JGRE..111.3S06T. Дои:10.1029 / 2006JE002676.
  65. ^ Исследование Марса дает ключи к возможной колыбели жизни. Новости НАСА, 6 октября 2017 г.
  66. ^ Михальский, младший; Добреа, EZN; Найлс, ПБ; Куадрос, Дж. (2017). «Древние гидротермальные отложения морского дна в бассейне Эридании на Марсе». Nat Commun. 8: 15978. Bibcode:2017НатКо ... 815978M. Дои:10.1038 / ncomms15978. ЧВК  5508135. PMID  28691699.
  67. ^ Hecht, M (2002). «Метастабильность воды на Марсе». Икар. 156: 373–386. Bibcode:2002Icar..156..373H. Дои:10.1006 / icar.2001.6794.
  68. ^ Горчица, J .; и другие. (2001). «Свидетельства недавнего изменения климата на Марсе по выявлению молодых приповерхностных льдов». Природа. 412 (6845): 411–414. Bibcode:2001Натура.412..411М. Дои:10.1038/35086515. PMID  11473309. S2CID  4409161.
  69. ^ Pollack, J .; Colburn, D .; Flaser, F .; Kahn, R .; Carson, C .; Пидек, Д. (1979). «Свойства и эффекты пыли, взвешенной в марсианской атмосфере». J. Geophys. Res. 84: 2929–2945. Bibcode:1979JGR .... 84.2929P. Дои:10.1029 / jb084ib06p02929.
  70. ^ http://www.uahirise.org/ESP_048897_2125
  71. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_006736_1325
  72. ^ Бейкер, В .; и другие. (2015). «Флювиальная геоморфология земных поверхностей планет: обзор». Геоморфология. 245: 149–182. Дои:10.1016 / j.geomorph.2015.05.002. ЧВК  5701759. PMID  29176917.
  73. ^ Карр М. 1996. Вода на Марсе. Oxford Univ. Нажмите.
  74. ^ Бейкер В. 1982. Каналы Марса. Univ. of Tex. Press, Остин, Техас
  75. ^ Бейкер, В .; Strom, R .; Гулик, В .; Kargel, J .; Komatsu, G .; Кале, В. (1991). «Древние океаны, ледяные щиты и гидрологический цикл на Марсе». Природа. 352 (6336): 589–594. Bibcode:1991Натура.352..589Б. Дои:10.1038 / 352589a0. S2CID  4321529.
  76. ^ Карр, М. (1979). «Формирование характеристик марсианского наводнения за счет сброса воды из замкнутых водоносных горизонтов». J. Geophys. Res. 84: 2995–300. Bibcode:1979JGR .... 84.2995C. Дои:10.1029 / jb084ib06p02995.
  77. ^ Комар, П (1979). «Сравнение гидравлики водных потоков в марсианских каналах оттока с потоками аналогичного масштаба на Земле». Икар. 37 (1): 156–181. Bibcode:1979Icar ... 37..156K. Дои:10.1016/0019-1035(79)90123-4.
  78. ^ http://spaceref.com/mars/how-much-water-was-needed-to-carve-valleys-on-mars.html
  79. ^ Luo, W .; и другие. (2017). «Оценка объема сети новой марсианской долины в соответствии с древним океаном и теплым и влажным климатом». Nature Communications. 8: 15766. Bibcode:2017НатКо ... 815766L. Дои:10.1038 / ncomms15766. ЧВК  5465386. PMID  28580943.
  80. ^ Мортон, Оливер (2002). Картографирование Марса: наука, воображение и рождение мира. Нью-Йорк: Пикадор США. п. 98. ISBN  0-312-24551-3.
  81. ^ «Интернет-Атлас Марса». Ralphaeschliman.com. Получено 16 декабря, 2012.
  82. ^ "PIA03467: Широкоугольная карта Марса MGS MOC". Фотожурнал. НАСА / Лаборатория реактивного движения. 16 февраля 2002 г.. Получено 16 декабря, 2012.

дальнейшее чтение

  • Лоренц, Р. 2014. Шепчущиеся дюны. Планетарный отчет: 34, 1, 8-14
  • Лоренц, Р., Дж. Зимбельман. 2014. Миры дюн: как раздуваемый ветром песок формирует планетные ландшафты. Книги Springer Praxis / Геофизические науки.

внешние ссылки

MC-01 Mare Boreum
(Особенности)
MC-02 Диакрия
(Особенности)		MC-03 Аркадия
(Особенности)		MC-04 Ацидалиум
(Особенности)		MC-05 Исмениус Лакус
(Особенности)		MC-06 Казиус
(Особенности)		MC-07 Cebrenia
(Особенности)
MC-08 Amazonis
(Особенности)		MC-09 Фарсида
(Особенности)		МС-10 Lunae Palus
(Особенности)		МС-11 Оксия Палус
(Особенности)		МС-12 Аравия
(Особенности)		МС-13 Syrtis Major
(Особенности)		МС-14 Amenthes
(Особенности)		МС-15 Элизиум
(Особенности)
МС-16 Мемнония
(Особенности)		МС-17 Phoenicis Lacus
(Особенности)		МС-18 Копраты
(Особенности)		МС-19 Маргаритифер Синус
(Особенности)		МС-20 Sinus Sabaeus
(Особенности)		МС-21 Япигия
(Особенности)		МС-22 Mare Tyrrhenum
(Особенности)		МС-23 Эолида
(Особенности)
МС-24 Фаэтонтис
(Особенности)		МС-25 Таумазия
(Особенности)		МС-26 Аргир
(Особенности)		МС-27 Ноахис
(Особенности)		МС-28 Эллада
(Особенности)		МС-29 Эридания
(Особенности)
МС-30 Mare Australe
(Особенности)