Геология Марса - Википедия - Geology of Mars

Обобщенный геологическая карта из Марс[1]
Марс глазами Космический телескоп Хаббла

В геология Марса это научное исследование поверхности, корка, и недра планеты Марс. Он подчеркивает состав, структуру, историю и физические процессы, которые формируют планету. Это аналог области земного геология. В планетология, период, термин геология используется в самом широком смысле для обозначения изучения твердых частей планет и лун. Термин включает аспекты геофизика, геохимия, минералогия, геодезия, и картография.[2] А неологизм, ареология, от греческого слова Арес (Марс), иногда появляется как синоним геологии Марса в популярных СМИ и произведениях научной фантастики (например, Ким Стэнли Робинсон Трилогия марса ).[3]

Геологическая карта Марса (2014)

Марс - геологическая карта (USGS; 14 июля 2014 г.) (полное изображение )[4][5][6]

  • Рисунок 2 для геологической карты Марса

Глобальная топография Марса и крупномасштабные особенности

Ахероновые ямкиAcidalia PlanitiaАльба МонсAmazonis PlanitiaАония ПланицияАравия ТерраАркадия ПланицияArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumЭлизиум МонсЭлизиум ПланицияКратер ГейлаHadriaca PateraЭллас МонтесHellas PlanitiaHesperia PlanumКратер холденаIcaria PlanumИсидис ПланитияКратер ЕзероКратер ломоносоваLucus PlanumЛикус СульчиКратер ЛиотаLunae PlanumMalea PlanumКратер МаральдиMareotis FossaeMareotis TempeMargaritifer TerraКратер 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, перекрываются расположение марсоходов и марсоходов. 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); за которыми следуют розовый и красный (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 марса, Мемориалы Марса, Карта мемориалов Марса) (Посмотреть • обсуждать)
(   Активный вездеход •   Активный спускаемый аппарат •   Будущее )
Бигль 2
Bradbury Landing
Глубокий космос 2
Columbia Memorial Station
InSight Landing
Марс 2020
Марс 2
Марс 3
Марс 6
Марс полярный посадочный модуль
Challenger Memorial Station
Зеленая долина
Посадочный модуль Schiaparelli EDM
Мемориальная станция Карла Сагана
Columbia Memorial Station
Тяньвэнь-1
Thomas Mutch Memorial Station
Gerald Soffen Memorial Station

Состав Марса

Основная статья: Состав Марса

Марс - дифференцированная планета земного типа. В На виду Миссия спускаемого аппарата предназначена для изучения глубин Марса.[7] Миссия приземлилась 26 ноября 2018 г.[8] и развернет чувствительный сейсмометр что позволит создать трехмерные структурные карты глубокого интерьера.

Глобальная физиография

Большинство наших текущих знаний о геологии Марса мы получаем в результате изучения формы рельефа и особенности рельефа (местность ) видно на изображениях, сделанных с орбиты космический корабль. Марс имеет ряд отчетливых крупномасштабных особенностей поверхности, которые указывают на типы геологических процессов, которые происходили на планете с течением времени. В этом разделе представлены несколько крупных физико-географических регионов Марса. Вместе эти регионы иллюстрируют, как геологические процессы с участием вулканизм, тектонизм, вода, лед и удары сформировали планету в глобальном масштабе.

Дихотомия полушария

Основная статья: Марсианская дихотомия
Смотрите также: Тектоника Марса
Марсианский орбитальный лазерный высотомер (MOLA) - раскрашенные карты с закрашенным рельефом, показывающие высоты в западном и восточном полушариях Марса. (Слева): в западном полушарии преобладает Фарсида регион (красный и коричневый). Высокие вулканы кажутся белыми. Valles Marineris (синий) - длинная щель справа. (Справа): Восточное полушарие показывает покрытое кратерами нагорье (от желтого до красного) с Бассейн Эллады (темно-синий / фиолетовый) слева внизу. Провинция Элизиум находится в верхнем правом углу. Области к северу от границы дихотомии отображаются на обеих картах оттенками синего.

Северное и южное полушария Марса разительно отличаются друг от друга в топография и физиография. Этот дихотомия является фундаментальной глобальной геологической особенностью планеты. Проще говоря, северная часть планеты представляет собой огромную топографическую депрессию. Около одной трети поверхности планеты (в основном в северном полушарии) находится на 3–6 км ниже по высоте, чем две трети южной части. Это рельеф первого порядка, равный разнице высот между континентами Земли и океанскими бассейнами.[9] Дихотомия также выражается двумя другими способами: как разница в плотности ударных кратеров и толщине коры между двумя полушариями.[10] Полушарие к югу от границы дихотомии (часто называемое южным нагорьем или возвышенностями) очень сильно изрезано кратерами и древнее, характеризуется неровными поверхностями, относящимися к периоду сильная бомбардировка. Напротив, низменности к северу от границы дихотомии имеют несколько крупных кратеров, очень гладкие и плоские, а также имеют другие особенности, указывающие на то, что с момента образования южного нагорья произошло обширное изменение поверхности. Третье различие между двумя полушариями заключается в толщине коры. Топографические и геофизические гравиметрические данные показывают, что кора в южном нагорье имеет максимальную толщину около 58 км (36 миль), в то время как кора в северных низменностях имеет «пики» толщиной около 32 км (20 миль).[11][12] Расположение границы дихотомии варьируется по широте на Марсе и зависит от того, какое из трех физических выражений дихотомии рассматривается.

Происхождение и возраст дихотомии полушарий все еще обсуждаются. Гипотезы происхождения обычно делятся на две категории: во-первых, дихотомия была вызвана событием мега-столкновения или несколькими крупными столкновениями в начале истории планеты (экзогенные теории)[13][14][15] или два, дихотомия была произведена истончением коры в северном полушарии в результате мантийной конвекции, опрокидывания или других химических и тепловых процессов внутри планеты (эндогенные теории).[16][17] Одна эндогенная модель предлагает ранний эпизод тектоника плит образуя более тонкую кору на севере, подобную тому, что происходит на границах расширяющихся плит на Земле.[18] Каким бы ни было его происхождение, марсианская дихотомия кажется чрезвычайно древней. Новая теория, основанная на ударе южного полярного гиганта[19] и подтверждено открытием двенадцати полусферических ориентаций[20] показывает, что экзогенные теории кажутся сильнее эндогенных теорий и что на Марсе никогда не было тектоники плит.[21][22] это может изменить дихотомию. Данные лазерного высотомера и радиолокационного зондирования с орбитального космического корабля выявили большое количество структур размером с бассейн, ранее скрытых на визуальных изображениях. Названные квазикруглыми впадинами (КХД), эти особенности, вероятно, представляют собой заброшенные ударные кратеры периода сильной бомбардировки, которые теперь покрыты слоем более молодых отложений. Исследования КХД с помощью подсчета кратеров предполагают, что подстилающая поверхность в северном полушарии по крайней мере такая же старая, как самая старая обнаженная кора в южном нагорье.[23] Древняя эпоха дихотомии налагает значительные ограничения на теории ее происхождения.[24]

Вулканические провинции Фарсида и Элизиум

Через границу дихотомии в западном полушарии Марса проходит массивная вулканотектоническая провинция, известная как Фарсида регион или выпуклость Фарсиды. Это огромное возвышенное сооружение имеет диаметр в тысячи километров и покрывает до 25% поверхности планеты.[25] В среднем на 7–10 км над точкой отсчета (уровень марсианского «моря»), Фарсида содержит самые высокие возвышенности на планете и самые большие известные вулканы в Солнечной системе. Три огромных вулкана, Аскрей Монс, Павонис Монс, и Арсия Монс (вместе известный как Фарсис Монтес ), сядьте на СВ-ЮЗ вдоль гребня выпуклости. Обширный, огромный Альба Монс (бывшая Альба Патера) занимает северную часть региона. Огромный щитовой вулкан Olympus Mons лежит у главного выступа на западной окраине провинции. Чрезвычайная массивность Фарсиды поставила огромные подчеркивает на планете литосфера. В результате огромные трещины растяжения (грабенс и рифтовые долины ) исходят наружу от Фарсиды, простираясь на полпути вокруг планеты.[26]

Меньший вулканический центр находится в нескольких тысячах километров к западу от Фарсиды в Элизиум. Вулканический комплекс Элизиум имеет диаметр около 2000 километров и состоит из трех основных вулканов: Элизиум Монс, Гекат Толус, и Альбор Толус. Считается, что группа вулканов Элизиум несколько отличается от вулкана Фарсис-Монтес тем, что в развитии первого были задействованы как лавы, так и вулканы. пирокластика.[27]

Большие ударные бассейны

На Марсе есть несколько огромных круглых ударных бассейнов. Самый крупный из них, который хорошо виден, - это Бассейн Эллады расположен в южном полушарии. Это вторая по величине подтвержденная ударная структура на планете с центром примерно на 64 ° восточной долготы и 40 ° южной широты. Центральная часть бассейна (Эллада Планиция) имеет диаметр 1800 км.[28] и окружен широким, сильно размытым кольцевой краевая структура, характеризующаяся близко расположенными скалистыми горами неправильной формы (массивы ), которые, вероятно, представляют собой приподнятые, раздробленные блоки старой предбассейновой коры.[29] (Видеть Ансерис Монс, например.) Древние вулканические постройки с низким рельефом (highland paterae) расположены на северо-восточной и юго-западной частях гребня. Дно бассейна содержит мощные, структурно сложные осадочные отложения, которые имеют долгую геологическую историю отложений, эрозии и внутренних деформаций. Самые низкие возвышения на планете расположены в бассейне Эллады, причем некоторые участки дна бассейна лежат более чем на 8 км ниже точки отсчета.[30]

Две другие большие ударные структуры на планете - это Аргир и Исидис бассейны. Как и Эллада, Аргир (800 км в диаметре) расположен на южном нагорье и окружен широким кольцом гор. Горы в южной части края, Charitum Montes, возможно, были размыты долинными ледниками и ледяными щитами в какой-то момент истории Марса.[31] Бассейн Исидис (примерно 1000 км в диаметре) лежит на границе дихотомии примерно на 87 ° восточной долготы. Северо-восточная часть края бассейна подверглась эрозии и в настоящее время погребена отложениями северных равнин, что придает бассейну полукруглый контур. Северо-западная окраина впадины характеризуется дугообразный грабенс (Нили Фоссае ), которые расположены по окружности бассейна. Один дополнительный большой бассейн, утопия, полностью погребен отложениями северных равнин. Его очертания четко различимы только по данным альтиметрии. Все большие бассейны на Марсе очень старые, относящиеся ко времени последней сильной бомбардировки. Считается, что они по возрасту сопоставимы с Imbrium и Восточный бассейны на Луне.

Система экваториального каньона

Орбитальный аппарат "Викинг" 1 изображение Валлес Маринер.

Вблизи экватора в западном полушарии находится огромная система глубоких взаимосвязанных каньонов и впадин, известных под общим названием Valles Marineris. Система каньонов простирается на восток от Фарсиды на длину более 4000 км, что составляет почти четверть окружности планеты. Если бы Valles Marineris разместили на Земле, она охватила бы Северную Америку.[32] Местами каньоны достигают ширины до 300 км и глубины до 10 км. Часто сравнивают с земным Большой Каньон Долина Маринерис имеет совершенно иное происхождение, чем ее более мелкий, так называемый аналог на Земле. Гранд-Каньон в значительной степени является продуктом водной эрозии. Экваториальные каньоны Марса имели тектоническое происхождение, то есть образовались преимущественно разломами. Они могли быть похожи на Восточноафриканский рифт долины.[33] Каньоны представляют собой поверхностное выражение мощного растяжения. напряжение в коре Марса, вероятно, из-за нагрузки от выступа Фарсиды.[34]

Хаотичный ландшафт и каналы оттока

Рельеф на восточной оконечности Valles Marineris превращается в густые нагромождения невысоких округлых холмов, которые, кажется, образовались в результате обрушения возвышенностей и образовали широкие, заполненные щебнем впадины.[35] Называется хаотичная местность эти области отмечают головы огромных каналы оттока которые появляются в полный рост из хаотической местности и пустые (выходить ) на север в Chryse Planitia. Наличие обтекаемых островов и др. геоморфный особенности указывают на то, что каналы, скорее всего, образовались в результате катастрофических сбросов воды из водоносные горизонты или таяние подземных льдов. Однако эти особенности также могут быть сформированы обильными потоками вулканической лавы, исходящими из Фарсиды.[36] Каналы, в которые входят Арес, Шалбатана, Симуд и Тиу Валлес огромны по земным меркам, и потоки, которые их сформировали, соответственно огромны. Например, пиковый расход, необходимый для прорезания 28-километрового ущелья Ares Vallis, оценивается в 14 миллионов кубических метров (500 миллионов кубических футов) в секунду, что более чем в десять тысяч раз превышает средний расход реки Миссисипи.[37]

Марсианский орбитальный лазерный высотомер (MOLA) получил изображение Planum Boreum. Вертикальное преувеличение очень велико. Обратите внимание, что остаточная ледяная шапка - это только тонкий слой (показан белым) на вершине плато.

Ледяные шапки

Основная статья: Марсианские полярные ледяные шапки

Полярные ледяные шапки - хорошо известные телескопические детали Марса, впервые идентифицированные Кристиан Гюйгенс в 1672 г.[38] С 1960-х годов мы знали, что сезонные ограничения (те, которые наблюдаются в телескоп с сезонным увеличением и уменьшением) состоят из двуокиси углерода (CO2) лед, который конденсируется из атмосферы при понижении температуры до 148 К, точка замерзания CO2, в полярную зиму.[39] На севере CO2 лед полностью рассасывается (возвышенный ) летом, оставляя после себя остаточную шапку воды (H2О) лед. На южном полюсе небольшая остаточная шапка CO2 летом остается лед.

Обе остаточные ледяные шапки перекрывают толстые слоистые отложения переслаивающегося льда и пыли. На севере слоистые отложения образуют плато высотой 3 км и диаметром 1000 км, которое называется Planum Boreum. Подобное плато километровой толщины, Planum Australe, лежит на юге. Обе планы (латинское множественное число от planum) иногда рассматриваются как синонимы полярных ледяных шапок, но постоянный лед (видимый на изображениях как высокое альбедо, белые поверхности) образует только 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 во времени (см. Также Циклы Миланковича ). Полярные слоистые отложения - одни из самых молодых геологических единиц на Марсе.

Геологическая история

Основная статья: Геологическая история Марса

Особенности Альбедо

Проекция Моллвейда характеристик альбедо на Марсе с космического телескопа Хаббл. Ярко-охристые области слева, в центре и справа - это Фарсида, Аравия и Элизиум соответственно. Темная область вверху в центре слева - это Acidalium Planitia. Сиртис Большой - это темная область, выступающая вверх в центре справа. Примечание орографический облака над Олимпом и Элизиум-Монтесом (слева и справа соответственно).
Основная статья: Марсианская поверхность
Дальнейшая информация: Классические особенности альбедо на Марсе

На Марсе с Земли не видно топографии. Яркие области и темные отметины, видимые в телескоп, являются альбедо Особенности. Яркий, красно-охра участки - это места, где поверхность покрыта мелкой пылью. Яркие области (за исключением полярных шапок и облаков) включают Элладу, Фарсиду и Аравия Терра. Темно-серые отметки представляют области, которые ветер сметал от пыли, оставив после себя нижний слой темного каменистого материала. Темные отметины наиболее отчетливы в широкой полосе от 0 ° до 40 ° южной широты. Однако наиболее заметная темная отметина, Syrtis Major Planum, находится в северном полушарии.[40] Классическая особенность альбедо, Mare Acidalium (Acidalia Planitia ), еще одна заметная темная область в северном полушарии. Также присутствует третий тип области, промежуточный по цвету и альбедо, который, как считается, представляет области, содержащие смесь материала из светлых и темных областей.[41]

Кратеры от удара

Кратеры от удара были впервые идентифицированы на Марсе Маринер 4 космический корабль в 1965 году.[42] Ранние наблюдения показали, что марсианские кратеры в целом были более мелкими и гладкими, чем лунные, что указывает на то, что Марс имеет более активную историю эрозии и отложений, чем Луна.[43]

В остальном марсианские кратеры напоминают лунные кратеры. Оба являются продуктами сверхскоростные удары и показать 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 отношение глубины к диаметру около 1/5.[44] Марсианские кратеры меняют свой тип от простых к более сложным при диаметрах примерно от 5 до 8 км. Сложные кратеры имеют центральные вершины (или комплексы вершин), относительно плоское дно и террасированные или опускающиеся вдоль внутренних стенок. Сложные кратеры мельче простых кратеров пропорционально их ширине, с соотношением глубина / диаметр 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 диаметре кратера около 130 км, когда центральные вершины превращаются в концентрические кольца холмов, образуя многокольцевые бассейны.[45]

Марс имеет самое большое разнообразие типов ударных кратеров среди всех планет Солнечной системы.[46] Отчасти это связано с тем, что наличие в недрах как скалистых, так и богатых летучими веществами слоев приводит к различной морфологии даже среди кратеров одного и того же класса размеров. У Марса также есть атмосфера, которая играет роль в образовании выбросов и последующей эрозии. Более того, уровень вулканической и тектонической активности на Марсе достаточно низок, чтобы сохранились древние эродированные кратеры, но при этом достаточно высок, чтобы всплыть на поверхность большие площади планеты, образуя разнообразные популяции кратеров самого разного возраста. На Марсе зарегистрировано более 42000 ударных кратеров диаметром более 5 км.[47] и число более мелких кратеров, вероятно, неисчислимо. Плотность кратеров на Марсе самая высокая в южном полушарии, к югу от границы дихотомии. Здесь находится большинство крупных кратеров и бассейнов.

Морфология кратера дает информацию о физической структуре и составе поверхности и подповерхностных слоев во время удара. Например, размер центральных пиков в марсианских кратерах больше, чем у сопоставимых кратеров на Меркурии или Луне.[48] Кроме того, на вершинах центральных пиков многих крупных кратеров Марса есть ямочные кратеры. Кратеры центральной ямы редки на Луне, но очень часто встречаются на Марсе и ледяных спутниках внешней Солнечной системы. Крупные центральные пики и обилие ямочных кратеров, вероятно, указывают на наличие приповерхностного льда во время удара.[46] К полюсу на 30 градусов широты форма более старых ударных кратеров округляется ("смягченный ") ускорением ползучесть почвы грунтовым льдом.[49]

Наиболее заметное различие между марсианскими кратерами и другими кратерами в Солнечной системе - наличие лопастных (фудизированных) покровов выброса. Многие кратеры на экваториальных и средних широтах на Марсе имеют эту форму морфологии выброса, которая, как считается, возникает, когда падающий объект тает под поверхностью льда. Жидкая вода в выбрасываемом материале образует мутную суспензию, которая течет по поверхности, создавая характерные формы лепестков.[50][51] Кратер Юты хороший пример кратер вала, который получил такое название из-за выступающего в виде вала края его одеяла для выброса.[52]

  • HiRISE изображение простого лучевого кратера на юго-восточном склоне горы Элизиум.

  • ФЕМИДА изображение сложного кратера с псевдоожиженным выбросом. Обратите внимание на центральную вершину с кратером ямы.

  • Орбитальный аппарат "Викинг" изображение Юты кратер с лопастным выбросом.

  • ФЕМИДА крупный план выброса из кратера диаметром 17 км на 21 ° ю.ш., 285 ° в.д. Обратите внимание на выдающийся вал.

Марсианские кратеры обычно классифицируются по их выбросам. Кратеры с одним слоем выброса называются кратерами однослойного выброса (SLE). Кратеры с двумя наложенными друг на друга бланками выброса называются кратерами двухслойного выброса (DLE), а кратеры с более чем двумя слоями выброса называются кратерами многослойного выброса (MLE). Считается, что эти морфологические различия отражают различия в составе (например, многослойный лед, скала или вода) в подповерхностном слое во время удара.[53][54]

Кратер пьедестала в Амазонка четырехугольник как видно HiRISE.

Марсианские кратеры демонстрируют большое разнообразие состояний сохранности, от очень свежих до старых и разрушенных. Деградированные и заполненные ударные кратеры регистрируют вариации вулканический, речной, и эоловый активность в течение геологического времени.[55] Кратеры пьедестала находятся кратеры их выбросы сидят над окружающей местностью, образуя приподнятые платформы. Они возникают потому, что выбросы кратера образуют устойчивый слой, так что область, ближайшая к кратеру, разрушается медленнее, чем остальная часть региона. Некоторые пьедесталы возвышаются на сотни метров над окружающей территорией, а это означает, что сотни метров материала были размыты. Кратеры пьедестала были впервые обнаружены во время Моряк 9 миссия в 1972 г.[56][57][58]

Дальнейшая информация: Кратер от удара
Дальнейшая информация: Кратер ЛАРЛЕ
Дальнейшая информация: Список кратеров на Марсе
Дальнейшая информация: Марсианские кратеры
Дальнейшая информация: Кратер пьедестала
Дальнейшая информация: Кратер вала

Вулканизм

Основная статья: Вулканизм на Марсе
Первый Вид дифракции рентгеновских лучей из Марсианский грунт - CheMin анализ показывает полевой шпат, пироксены, оливин и больше (Марсоход Curiosity в "Rocknest ", 17 октября 2012 г.).[59]

Вулканические структуры и формы рельефа покрывают значительную часть поверхности Марса. Самые заметные вулканы Марса расположены в Фарсида и Элизиум. Геологи считают, что одна из причин, по которой вулканы на Марсе смогли вырасти настолько большими, заключается в том, что Марс имеет меньше тектонических границ по сравнению с Землей.[60] Лава из стационарной горячей точки могла накапливаться в одном месте на поверхности в течение многих сотен миллионов лет.

Ученые никогда не фиксировали активного извержения вулкана на поверхности Марса.[61] Поиски тепловых сигнатур и изменений поверхности в течение последнего десятилетия не дали доказательств активного вулканизма.[62]

17 октября 2012 г. Марсоход Curiosity на планета марс в "Rocknest "выполнил первый Рентгеноструктурный анализ из Марсианский грунт. Результаты марсохода CheMin анализатор выявили наличие нескольких минералов, в том числе полевой шпат, пироксены и оливин, и предположил, что марсианский грунт в образце был похож на «выветрившийся» базальтовые почвы " из Гавайские вулканы.[59] В июле 2015 года тот же марсоход идентифицировал тридимит в образце породы из кратера Гейла, что привело ученых к выводу, что кремнистый вулканизм мог играть гораздо более важную роль в вулканической истории планеты, чем считалось ранее.[63]

Седиментология

Смотрите также: Вода на Марсе
Набор сфер диаметром около 3 мм каждая, как видно Возможность марсоход

Похоже, что текущая вода была обычным явлением на поверхности Марса в разные периоды его истории, особенно на древнем Марсе.[64] Многие из этих потоков вырезали поверхность, образуя сети долин и образование осадка. Этот осадок был переотложен в самых разных влажных средах, в том числе в аллювиальные вееры, извилистые каналы, дельты, озера и, возможно, даже океаны.[65][66][67] Процессы осаждения и транспортировки связаны с гравитацией. Из-за силы тяжести, связанных с ней различий в водных потоках и скоростях потока, которые были определены на основе гранулометрического состава, марсианские пейзажи создавались разными условиями окружающей среды.[68] Тем не менее, есть и другие способы оценки количества воды на древнем Марсе (см .: Вода на Марсе ). Подземные воды участвовали в цементации эолийский отложения и образование и перенос широкого спектра осадочных минералов, включая глины, сульфаты и гематит.[69]

Когда поверхность была сухой, ветер был основным геоморфным агентом. Приводимые ветром песчаные тела, такие как мегаполисы и дюны чрезвычайно распространены на современной поверхности Марса, и Возможность задокументировал множество эоловые песчаники на его траверсе.[70] Ventifacts, подобно Джейк Матиевич (рок), являются еще одной эоловой формой рельефа на поверхности Марса.[71]

Большое количество других седиментологических фаций также присутствует локально на Марсе, в том числе ледниковые отложения, горячие источники, отложения движения сухой массы (особенно оползни ), криогенные и перигляциальный материал, среди многих других.[65] Свидетельства древних рек,[72] озеро,[73][74] и дюнные поля[75][76] все они наблюдались в сохранившихся пластах марсоходами на Меридиани Планум и кратере Гейл.

Общие особенности поверхности

Основная статья: Общие особенности поверхности Марса

Подземные воды на Марсе

Одна группа исследователей предположила, что некоторые слои на Марсе были вызваны грунтовыми водами, поднимающимися на поверхность во многих местах, особенно внутри кратеров. Согласно теории, грунтовые воды с растворенными минералами выходили на поверхность в кратерах, а затем и вокруг них, и помогали формировать слои, добавляя минералы (особенно сульфат) и цементируя отложения. Эта гипотеза подтверждается моделью подземных вод и сульфатами, обнаруженными на обширной территории.[77][78] Сначала, исследуя материалы поверхности с Возможность Ровер, ученые обнаружили, что грунтовые воды неоднократно поднимались и откладывали сульфаты.[69][79][80][81][82] Позже исследования с приборами на борту Марсианский разведывательный орбитальный аппарат показали, что такие же материалы существуют на большой территории, включая Аравию.[83]

Интересные геоморфологические особенности

Лавины

19 февраля 2008 г. изображения, полученные HiRISE камера на Марсианский разведывательный орбитальный аппарат показали впечатляющую лавину, в которой обломки, которые считались мелкозернистым льдом, пылью и большими блоками, падали с обрыва высотой 700 метров (2300 футов). Свидетельством схода лавины были облака пыли, поднимавшиеся впоследствии со скалы.[84] Теоретически такие геологические события являются причиной геологических структур, известных как полосы на склонах.

  • Изображение схода лавины на Марс 19 февраля 2008 г., снятое орбитальным аппаратом Mars Reconnaissance Orbiter.

  • Более подробный снимок лавины.

  • Облака пыли поднимаются над утесом глубиной 700 метров (2300 футов).

  • Фотография в масштабе демонстрирует размер лавины.

Возможные пещеры

НАСА ученые изучают фотографии из Одиссея космический корабль заметили, что может быть семь пещеры на флангах Арсия Монс вулкан на Марс. Входы в ямы имеют ширину от 100 до 252 метров (от 328 до 827 футов) и, как полагают, имеют глубину от 73 до 96 метров (от 240 до 315 футов). См. Изображение ниже: ямы были неофициально названы (A) Дена, (B) Хлоя, (C) Венди, (D) Энни, (E) Эбби (слева) и Никки, и (F) Жанна. Пол Дена был обнаружен и обнаружил, что его глубина составляет 130 метров.[85] Дальнейшее расследование показало, что это не обязательно были «световые люки» из лавовых труб.[86] Просмотр изображений привел к еще большему количеству открытий глубоких ям.[87]

Было высказано предположение, что исследователи Марса могли использовать лавовые трубы в качестве укрытий. Пещеры могут быть единственными естественными сооружениями, обеспечивающими защиту от микрометеороиды, УФ-излучение, солнечные вспышки, и частицы высоких энергий которые бомбардируют поверхность планеты.[88] Эти функции могут улучшить сохранение биосигнатуры надолго и сделать пещеры привлекательными астробиология цель в поисках доказательств существования жизни за пределами Земли.[89][90][91]

Перевернутый рельеф

Некоторые области Марса имеют перевернутый рельеф, где объекты, которые когда-то были впадинами, например ручьи, теперь находятся над поверхностью. Считается, что такие материалы, как крупные камни, откладывались в низинах. Позже ветровая эрозия удалила большую часть поверхностных слоев, но оставила после себя более стойкие отложения. Другими способами создания перевернутого рельефа могут быть лава, текущая по руслу ручья, или материалы, зацементированные минералами, растворенными в воде. На Земле материалы, цементированные кремнеземом, обладают высокой устойчивостью ко всем видам эрозионных сил. Примеры перевернутых каналов на Земле можно найти в формации Кедровая гора возле Грин-Ривер, Юта. Перевернутый рельеф в форме ручьев - еще одно свидетельство того, что вода текла по поверхности Марса в прошлые времена.[92] Перевернутый рельеф в виде русел рек предполагает, что климат был другим - гораздо более влажным, - когда образовались перевернутые русла.

В статье, опубликованной в январе 2010 года, большая группа ученых поддержала идею поиска жизни в кратере Миямото из-за перевернутых каналов и минералов, которые указывали на присутствие воды в прошлом.[93]

Ниже показаны изображения других примеров перевернутой местности с различных частей Марса.

Известные скалы на Марс
Adirondacksquare.jpg
PIA00819left-MarsRock-BarnacleBill.gif
PIA14762-MarsCuriosityRover-BathurstInletRock.jpg
MarsViking1Lander-BigJoeRock-19780211.jpg
Блок Island.jpg
58606 основная функция изображения 167 jwfull.jpg
МарсCuriosityRover-CoronationRock-N165-20120817-crop.jpg
Эль-Капитан sol27 pancam.jpg
Адирондак
(Дух )		Барнакл Билл
(Соджорнер )		Bathurst Inlet
(Любопытство )		Большой Джо
(Викинг )		Остров Блок
(Возможность ) M		Подпрыгивать
(Возможность )		Коронация
(Любопытство )		Эль-Капитан
(Возможность )
PIA17074-MarsOpportunityRover-EsperanceRock-20130223-fig1.jpg
PIA16187-MarsCuriosityRover-GoulburnRock-20120817-crop.jpg
PIA07269-Mars Rover Opportunity-Iron Meteorite.jpg
PIA09089-RA3-hirise-крупным планом annotated.png
PIA17062-MarsCuriosityRover-HottahRockOutcrop-20120915.jpgPIA16192-MarsCuriosityRover-Target-JakeRock-20120927.jpg
PIA05482 modest.jpg
Марсоход НАСА Curiosity - Ссылка на водянистое прошлое (692149main Williams-2pia16188-43) .jpg
Эсперанс
(Возможность )		Goulburn
(Любопытство )		Тепловой экран
(Возможность ) M		Главная пластина
(Дух )		Hottah
(Любопытство )		Джейк Матиевич
(Любопытство )		Последний шанс
(Возможность )		Связь
(Любопытство )
Mackinac Island.jpg
Марс Рок Мими от Spirit rover.jpg
PIA13418 - Метеорит Ойлен Руайд на Марсе (вымышленный цвет) .jpg
Горшок с золотом upclose.jpg
PIA16452-MarsCuriosityRover-Rocknest3Rock-20121005.jpg
391243main-MarsRover-ShelterIslandMeteorite-20091002-crop.jpg
PIA16795-MarsCuriosityRover-TintinaRock-Context-20130119.jpg
NASA-MarsRock-Yogi-SuperRes.jpg
Mackinac Island
(Возможность ) M		Мими
(Дух )		Ойлен Руайд
(Возможность ) M		Горшок золота
(Дух )		Rocknest 3
(Любопытство )		Остров укрытия
(Возможность ) M		Тинтина
(Любопытство )		Йог
(Соджорнер )
В таблице выше содержатся интерактивные ссылки. M = Метеорит - (
Эта коробка:
)

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ П. Засада (2013) Обобщенная геологическая карта Марса, 1: 140.000.000, Ссылка на источник.
  2. ^ Грили, Рональд (1993). Планетарные пейзажи (2-е изд.). Нью-Йорк: Чепмен и Холл. п.1. ISBN  0-412-05181-8.
  3. ^ "World Wide Words: ареолог". Всемирные слова. Получено 11 октября, 2017.
  4. ^ Tanaka, Kenneth L .; Скиннер, Джеймс А. младший; Дом, Джеймс М .; Ирвин, Россман П., III; Колб, Эрик Дж .; Фортеццо, Кори М .; Платц, Томас; Майкл, Грегори Г .; Заяц, Трент М. (14 июля 2014 г.). «Геологическая карта Марса - 2014». USGS. Получено 22 июля, 2014.CS1 maint: несколько имен: список авторов (связь)
  5. ^ Криш, Джошуа А. (22 июля 2014 г.). «Совершенно новый взгляд на лицо Марса». Нью-Йорк Таймс. Получено 22 июля, 2014.
  6. ^ Персонал (14 июля 2014 г.). «Марс - Геологическая карта - Видео (00:56)». USGS. Получено 22 июля, 2014.
  7. ^ Чанг, Кеннет (30 апреля 2018 г.). «Mars InSight: путешествие НАСА к глубочайшим тайнам Красной планеты». Нью-Йорк Таймс. Получено 30 апреля 2018.
  8. ^ Чанг, Кеннет (5 мая 2018 г.). «НАСА InSight запускает шестимесячное путешествие на Марс». Нью-Йорк Таймс. Получено 5 мая 2018.
  9. ^ Уоттерс, Томас Р .; Макговерн, Патрик Дж .; Ирвин III, Россман П. (2007). "Обособленные полушария: дихотомия земной коры Марса" (PDF). Анну. Преподобный "Планета Земля". Наука. 35 (1): 621–652 [624, 626]. Bibcode:2007AREPS..35..621 Вт. Дои:10.1146 / annurev.earth.35.031306.140220. Архивировано из оригинал (PDF) на 2011-07-20.
  10. ^ Карр 2006, стр. 78–79
  11. ^ Зубер, М. Т .; Соломон, Южная Каролина; Филлипс, Р.Дж.; Smith, DE; Тайлер, GL; Ахаронсон, О; Бальмино, G; Банердт, ВБ; и другие. (2000). «Внутренняя структура и ранняя тепловая эволюция Марса из топографии и гравитации Mars Global Surveyor». Наука. 287 (5459): 1788–93. Bibcode:2000Sci ... 287.1788Z. Дои:10.1126 / science.287.5459.1788. PMID  10710301.
  12. ^ Нойман, Г. А. (2004). «Строение земной коры Марса по гравитации и топографии» (PDF). Журнал геофизических исследований. 109 (E8). Bibcode:2004JGRE..10908002N. Дои:10.1029 / 2004JE002262.
  13. ^ Wilhelms, D.E .; Squyres, S.W. (1984). «Дихотомия марсианского полушария может быть результатом гигантского удара». Природа. 309 (5964): 138–140. Bibcode:1984 Натур.309..138Вт. Дои:10.1038 / 309138a0. S2CID  4319084.
  14. ^ Фрей, Герберт; Шульц, Ричард А. (1988). «Большие ударные бассейны и происхождение дихотомии земной коры на Марсе». Письма о геофизических исследованиях. 15 (3): 229–232. Bibcode:1988GeoRL..15..229F. Дои:10.1029 / GL015i003p00229.
  15. ^ Andrews-Hanna, J.C .; и другие. (2008). «Бассейн Бореалис и происхождение дихотомии марсианской коры». Природа. 453 (7199). стр. 1212–5; см. стр. 1212. Bibcode:2008 Натур.453.1212A. Дои:10.1038 / природа07011. PMID  18580944. S2CID  1981671.
  16. ^ Мудрый, Дональд У .; Голомбек, Мэтью П .; Макгилл, Джордж Э. (1979). «Тектоническая эволюция Марса». Журнал геофизических исследований. 84 (B14): 7934–7939. Bibcode:1979JGR .... 84.7934 Вт. Дои:10.1029 / JB084iB14p07934.
  17. ^ Elkins-Tanton, Linda T .; Гесс, Пол С .; Парментье, Э. М. (2005). «Возможное образование древней коры на Марсе в результате процессов магматического океана» (PDF). Журнал геофизических исследований. 110 (E12): E120S01. Bibcode:2005JGRE..11012S01E. Дои:10.1029 / 2005JE002480.
  18. ^ Сон, Норман Х. (1994). «Марсианская тектоника плит». Журнал геофизических исследований. 99 (E3): 5639–5655. Bibcode:1994JGR .... 99.5639S. Дои:10.1029 / 94JE00216.
  19. ^ Леоне, Джованни; Tackley, Paul J .; Герия, Тарас В .; Мэй, Дэйв А. Чжу, Гуйчжи (28 декабря 2014 г.). «Трехмерное моделирование гипотезы столкновения южного полярного гиганта для происхождения марсианской дихотомии». Письма о геофизических исследованиях. 41 (24): 2014GL062261. Bibcode:2014GeoRL..41.8736L. Дои:10.1002 / 2014GL062261. ISSN  1944-8007.
  20. ^ Леоне, Джованни (01.01.2016). «Выравнивание вулканических образований в южном полушарии Марса, вызванное миграцией мантийных плюмов». Журнал вулканологии и геотермальных исследований. 309: 78–95. Bibcode:2016JVGR..309 ... 78л. Дои:10.1016 / j.jvolgeores.2015.10.028.
  21. ^ О’Рурк, Джозеф Дж .; Коренага, июн (01.11.2012). «Эволюция планет земной группы в режиме застойной крышки: размерные эффекты и образование самодестабилизирующейся коры». Икар. 221 (2): 1043–1060. arXiv:1210.3838. Bibcode:2012Icar..221.1043O. Дои:10.1016 / j.icarus.2012.10.015. S2CID  19823214.
  22. ^ Вонг, Тереза; Соломатов, Вячеслав С (02.07.2015). «К законам масштабирования для инициирования субдукции на планетах земной группы: ограничения от двумерного моделирования стационарной конвекции». Прогресс науки о Земле и планетах. 2 (1): 18. Bibcode:2015PEPS .... 2 ... 18 Вт. Дои:10.1186 / с40645-015-0041-х. ISSN  2197-4284.
  23. ^ Watters, T.R .; Макговерн, Патрик Дж .; Ирвин, Р.П. (2007). «Обособленные полушария: дихотомия земной коры на Марсе». Анну. Преподобный "Планета Земля". Наука. 35: 630–635. Bibcode:2007AREPS..35..621 Вт. Дои:10.1146 / annurev.earth.35.031306.140220. S2CID  129936814.
  24. ^ Solomon, S.C .; Ахаронсон, О; Aurnou, JM; Банердт, ВБ; Карр, MH; Домбард, AJ; Frey, HV; Голомбек, депутат; и другие. (2005). «Новые взгляды на древний Марс». Наука. 307 (5713): 1214–20. Bibcode:2005Наука ... 307.1214С. Дои:10.1126 / science.1101812. HDL:2060/20040191823. PMID  15731435. S2CID  27695591.
  25. ^ Соломон, Шон С.; Голова, Джеймс У. (1982). «Эволюция провинции Фарсида на Марсе: важность неоднородной толщины литосферы и вулканического строительства». J. Geophys. Res. 87 (B12): 9755–9774. Bibcode:1982JGR .... 87.9755S. Дои:10.1029 / JB087iB12p09755.
  26. ^ Карр, M.H (2007). Марс: поверхность и интерьер в Энциклопедия Солнечной системы, 2-е изд., McFadden, L.-A. и другие. Ред. Эльзевир: Сан-Диего, Калифорния, стр. 319
  27. ^ Каттермоул, Питер Джон (2001). Марс: тайна раскрывается. Оксфорд: Издательство Оксфордского университета. п.71. ISBN  0-19-521726-8.
  28. ^ Бойс, Дж. М. (2008) Смитсоновская книга Марса; Konecky & Konecky: Old Saybrook, CT, стр. 13.
  29. ^ Carr, M.H .; Saunders, R.S .; 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/
  30. ^ Хартманн 2003, стр. 70–73
  31. ^ Kargel, J.S .; Стром, Р. (1992). «Древнее оледенение на Марсе». Геология. 20 (1): 3–7. Bibcode:1992 Гео .... 20 .... 3K. Дои:10.1130 / 0091-7613 (1992) 020 <0003: AGOM> 2.3.CO; 2.
  32. ^ Каргель, Дж. (2004) Марс: более теплая и влажная планета; Springer-Praxis: Лондон, стр. 52.
  33. ^ Карр 2006, п. 95
  34. ^ Хартманн 2003, п. 316
  35. ^ Карр 2006, п. 114
  36. ^ Леоне, Джованни (01.05.2014). «Сеть лавовых трубок как источник Labyrinthus Noctis и Valles Marineris на Марсе». Журнал вулканологии и геотермальных исследований. 277: 1–8. Bibcode:2014JVGR..277 .... 1л. Дои:10.1016 / j.jvolgeores.2014.01.011.
  37. ^ Бейкер, Виктор Р. (2001). «Вода и марсианский пейзаж» (PDF). Природа. 412 (6843). стр. 228–36; см. стр. 231 Рис.5. Дои:10.1038/35084172. PMID  11449284. S2CID  4431293. Архивировано из оригинал (PDF) на 2011-07-20.
  38. ^ Шихан, В. (1996). Планета Марс: история наблюдений и открытий; University of Arizona Press: Tucson, p. 25. http://www.uapress.arizona.edu/onlinebks/mars/contents.htm.
  39. ^ Leighton, R.B .; Мюррей, Британская Колумбия (1966). «Поведение углекислого газа и других летучих веществ на Марсе». Наука. 153 (3732): 136–144. Bibcode:1966Sci ... 153..136L. Дои:10.1126 / science.153.3732.136. PMID  17831495. S2CID  28087958.
  40. ^ Карр 2006, п. 1
  41. ^ Arvidson, Raymond E .; Guinness, Edward A .; Дейл-Баннистер, Мэри А .; Адамс, Джон; Смит, Милтон; Christensen, Philip R .; Певец, Роберт Б. (1989). «Природа и распространение поверхностных отложений на Крисе Планиции и окрестностях, Марс». J. Geophys. Res. 94 (B2): 1573–1587. Bibcode:1989JGR .... 94.1573A. Дои:10.1029 / JB094iB02p01573.
  42. ^ Leighton, R.B .; Мюррей, Британская Колумбия; Sharp, R.P .; Allen, J.D .; Слоан, Р. (1965). «Маринер И.В. Фотография Марса: первые результаты». Наука. 149 (3684): 627–630. Bibcode:1965Научный ... 149..627L. Дои:10.1126 / science.149.3684.627. PMID  17747569. S2CID  43407530.
  43. ^ Leighton, R.B .; Horowitz, NH; Мюррей, Британская Колумбия; Sharp, RP; Herriman, AH; Янг, AT; Смит, BA; Дэвис, Мэн; Леови, CB (1969). «Телекартинки Маринер-6 и 7: предварительный анализ». Наука. 166 (3901): 49–67. Bibcode:1969Научный ... 166 ... 49Л. Дои:10.1126 / science.166.3901.49. PMID  17769751.
  44. ^ Пайк, Р.Дж. (1980). «Формирование сложных ударных кратеров: свидетельства Марса и других планет». Икар. 43 (1): 1–19 [5]. Bibcode:1980Icar ... 43 .... 1P. Дои:10.1016/0019-1035(80)90083-4.
  45. ^ Карр 2006, стр. 24–27
  46. ^ а б Strom, R.G .; Croft, S.K .; Барлоу, Н. (1992). "Марсианский рекорд по кратерам от удара". In Kieffer, H.H .; Jakosky, B.M .; Снайдер, C.W .; и другие. (ред.). Марс. Тусон: Университет Аризоны Press. стр.384–385. ISBN  978-0-8165-1257-7.
  47. ^ Барлоу, Н. (1988). «Распределение частоты кратеров и пересмотренная марсианская относительная хронология». Икар. 75 (2): 285–305. Bibcode:1988Icar ... 75..285B. Дои:10.1016/0019-1035(88)90006-1.
  48. ^ Hale, W.S .; Head, J.W. (1981). Лунная планета. Sci. XII, стр. 386-388. (аннотация 1135). http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1981/pdf/1135.pdf
  49. ^ Squyres, Стивен У .; Карр, Майкл Х. (1986). «Геоморфические свидетельства распространения грунтовых льдов на Марсе». Наука. 231 (4735): 249–252. Bibcode:1986Наука ... 231..249С. Дои:10.1126 / science.231.4735.249. PMID  17769645. S2CID  34239136.
  50. ^ Уолтер С. Кифер (2004). «Максимальный удар - ударные кратеры в Солнечной системе». НАСА Исследование Солнечной системы. Архивировано из оригинал 29 сентября 2006 г.. Получено 2007-05-14.
  51. ^ Хартманн 2003, стр. 99–100
  52. ^ "Виды Марса с орбитального аппарата" Викинг ". НАСА. Получено 2007-03-16.
  53. ^ Бойс, Дж. Смитсоновская книга Марса; Konecky & Konecky: Old Saybrook, CT, 2008, стр. 203.
  54. ^ Barlow, N.G ​​.; Бойс, Джозеф М .; Costard, Francois M .; Крэддок, Роберт А .; Гарвин, Джеймс Б.; Сакимото, Сьюзан Э. Х .; Кузьмин, Руслан О .; Родди, Дэвид Дж .; Содерблом, Лоуренс А. (2000). «Стандартизация номенклатуры морфологий марсианского выброса ударного кратера». J. Geophys. Res. 105 (E11): 26, 733–8. Bibcode:2000JGR ... 10526733B. Дои:10.1029 / 2000JE001258. HDL:10088/3221.
  55. ^ Надин Барлоу. «Камни, ветер и лед». Лунно-планетный институт. Получено 2007-03-15.
  56. ^ http: //hirise.lpl.eduPSP_008508_1870[постоянная мертвая ссылка ]
  57. ^ Бличер, Дж. И С. Сакимото. Кратеры на пьедесталах, инструмент для интерпретации геологической истории и оценки скорости эрозии. LPSC
  58. ^ «Кратеры на пьедестале в Утопии - миссия« Марс-одиссея THEMIS »». themis.asu.edu. Получено 29 марта 2018.
  59. ^ а б Браун, Дуэйн (30 октября 2012 г.). «Первые исследования почвы марсохода NASA помогают отпечаткам пальцев марсианских минералов». НАСА. Получено 31 октября, 2012.
  60. ^ Вольперт, Стюарт (9 августа 2012 г.). "Ученый UCLA обнаруживает тектонику плит на Марсе". Инь, Ань. UCLA. Архивировано из оригинал 14 августа 2012 г.. Получено 11 августа, 2012.
  61. ^ "Марсианский метан показывает, что Красная планета не мертвая планета". НАСА. Июль 2009 г.. Получено 7 декабря 2010.
  62. ^ «Охота на молодые потоки лавы». Письма о геофизических исследованиях. Красная планета. 1 июня 2011 г.. Получено 4 октября 2013.
  63. ^ Новости НАСА (22 июня 2016 г.), «Ученые НАСА обнаружили неожиданный минерал на Марсе», НАСА СМИ, получено 23 июн 2016
  64. ^ Craddock, R.A .; Ховард, А. Д. (2002). «Случай выпадения дождя на теплом влажном раннем Марсе» (PDF). J. Geophys. Res. 107 (E11): 21-1–21-36. Bibcode:2002JGRE..107.5111C. Дои:10.1029 / 2001je001505.
  65. ^ а б Карр, М. 2006. Поверхность Марса. Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-87201-0
  66. ^ Гротцингер, Дж. И Р. Милликен (ред.) 2012. Осадочная геология Марса. SEPM
  67. ^ Салезе, Ф .; Di Achille, G .; Neesemann, A .; Ори, Г. Г .; Хаубер, Э. (2016). «Гидрологический и осадочный анализ хорошо сохранившихся палеофлювиально-палеолакустринных систем в долине Моа на Марсе». J. Geophys. Res. Планеты. 121 (2): 194–232. Bibcode:2016JGRE..121..194S. Дои:10.1002 / 2015JE004891.
  68. ^ Патрик Засада (2013/14): Градация внеземных речных отложений - связана с гравитацией. - З. геол. Wiss. 41/42 (3): 167-183. Абстрактный
  69. ^ а б «Ровер Opportunity обнаружил веские доказательства того, что планум Меридиани был мокрым». Получено 8 июля, 2006.
  70. ^ С. В. Сквайрес и А. Х. Нолл, Осадочная геология на Меридиани Планум, Марс, Эльзевир, Амстердам, ISBN  978-0-444-52250-4 (2005); перепечатано с Письма о Земле и планетологии, Vol. 240, №1 (2005).
  71. ^ Засада, П., 2013: Entstehung des Marsgesteins "Джейк Матиевич". – Sternzeit, выпуск 2/2013: 98 сл. (на немецком языке).
  72. ^ Эдгар, Лорен А .; Гупта, Санджив; Рубин, Дэвид М .; Льюис, Кевин В .; Kocurek, Gary A .; Андерсон, Райан Б .; Белл, Джеймс Ф .; Дромар, Жиль; Эджетт, Кеннет С. (21.06.2017). «Шалер: анализ флювиальных осадочных отложений на Марсе in situ». Седиментология. 65 (1): 96–122. Дои:10.1111 / сед.12370. ISSN  0037-0746.
  73. ^ Grotzinger, J. P .; Самнер, Д. Ю.; Kah, L.C .; Стек, К .; Gupta, S .; Эдгар, Л .; Рубин, Д .; Льюис, К .; Шибер, Дж. (24 января 2014 г.). «Обитаемая флювио-озерная среда в заливе Йеллоунайф, кратер Гейла, Марс». Наука. 343 (6169): 1242777. Bibcode:2014Научный ... 343A.386G. Дои:10.1126 / science.1242777. ISSN  0036-8075. PMID  24324272. S2CID  52836398.
  74. ^ Шибер, Юрген; Биш, Дэвид; Коулман, Макс; Рид, Марк; Hausrath, Elisabeth M .; Косгроув, Джон; Гупта, Санджив; Минитти, Мишель Э .; Эджетт, Кеннет С. (30 ноября 2016 г.). «Встречи с неземным аргиллитом: понимание первого аргиллита, найденного на Марсе». Седиментология. 64 (2): 311–358. Дои:10.1111 / сед.12318. HDL:10044/1/44405. ISSN  0037-0746.
  75. ^ Hayes, A. G .; Grotzinger, J. P .; Эдгар, Л. А .; Squyres, S.W .; Watters, W.A .; Золь-Дикштейн, Дж. (19 апреля 2011 г.). «Реконструкция эоловых пластов и палеотоков из косослоистых пластов в Кратере Виктория, Меридиани Планум, Марс» (PDF). Журнал геофизических исследований. 116 (E7): E00F21. Bibcode:2011JGRE..116.0F21H. Дои:10.1029 / 2010je003688. ISSN  0148-0227.
  76. ^ Banham, Стивен Дж .; Гупта, Санджив; Рубин, Дэвид М .; Уоткинс, Джессика А .; Самнер, Dawn Y .; Edgett, Kenneth S .; Гротцингер, Джон П .; Льюис, Кевин В .; Эдгар, Лорен А. (2018-04-12). «Древние марсианские эоловые процессы и палеоморфология, реконструированные из формации Стимсона на нижнем склоне горы Эолис, кратер Гейла, Марс». Седиментология. 65 (4): 993–1042. Bibcode:2018Sedim..65..993B. Дои:10.1111 / сед.12469. ISSN  0037-0746.
  77. ^ Andrews-Hanna, J.C .; Филлипс, Р. Дж .; Зубер, М. Т. (2007). «План Меридиани и глобальная гидрология Марса». Природа. 446 (7132): 163–166. Bibcode:2007Натура.446..163А. Дои:10.1038 / природа05594. PMID  17344848. S2CID  4428510.
  78. ^ Эндрюс; Hanna, J.C .; Зубер, М. Т .; Arvidson, R.E .; Вайзман, С. М. (2010). «Ранняя гидрология Марса: отложения Меридиани Плайя и записи отложений Аравии Терра». J. Geophys. Res. 115 (E6): E06002. Bibcode:2010JGRE..115.6002A. Дои:10.1029 / 2009JE003485. HDL:1721.1/74246.
  79. ^ Grotzinger, J. P .; и другие. (2005). "Stratigraphy and sedimentology of a dry to wet eolian depositional system, Burns formation, Meridiani Planum, Mars". Earth Planet. Sci. Латыш. 240 (1): 11–72. Bibcode:2005E&PSL.240...11G. Дои:10.1016/j.epsl.2005.09.039.
  80. ^ McLennan, S. M.; и другие. (2005). "Provenance and diagenesis of the evaporitebearing Burns formation, Meridiani Planum, Mars". Earth Planet. Sci. Латыш. 240 (1): 95–121. Bibcode:2005E&PSL.240...95M. Дои:10.1016/j.epsl.2005.09.041.
  81. ^ Squyres, S. W.; Knoll, A. H. (2005). "Sedimentary rocks at Meridiani Planum: Origin, diagenesis, and implications for life on Mars". Earth Planet. Sci. Латыш. 240 (1): 1–10. Bibcode:2005E&PSL.240....1S. Дои:10.1016/j.epsl.2005.09.038.
  82. ^ Squyres, S. W.; и другие. (2006). "Two years at Meridiani Planum: Results from the Opportunity rover" (PDF). Наука. 313 (5792): 1403–1407. Bibcode:2006Sci...313.1403S. Дои:10.1126/science.1130890. PMID  16959999. S2CID  17643218.
  83. ^ M. Wiseman, J. C. Andrews-Hanna, R. E. Arvidson3,J. F. Mustard, K. J. Zabrusky DISTRIBUTION OF HYDRATED SULFATES ACROSS ARABIA TERRA USING CRISM DATA:IMPLICATIONS FOR MARTIAN HYDROLOGY. 42nd Lunar and Planetary Science Conference (2011) 2133.pdf
  84. ^ DiscoveryChannel.ca - Mars avalanche caught on camera В архиве 2012-05-12 at the Wayback Machine
  85. ^ Rincon, Paul (March 17, 2007). "'Cave entrances' spotted on Mars". Новости BBC.
  86. ^ Shiga, David (August 2007). "Strange Martian feature not a 'bottomless' cave after all". Новый ученый. Получено 2010-07-01.
  87. ^ "Teen project one-ups NASA, finds hole in Mars cave". AFP. 2010-06-23. Получено 2010-07-01.
  88. ^ Thompson, Andrea (2009-10-26). "Mars Caves Might Protect Microbes (or Astronauts)". Space.com. Получено 2010-07-01.
  89. ^ Preparing for Robotic Astrobiology Missions to Lava Caves on Mars: The BRAILLE Project at Lava Beds National Monument. 42-я научная ассамблея КОСПАР. Held 14–22 July 2018, in Pasadena, California, USA. Abstract ID: F3.1-13-18.
  90. ^ BRAILLE Mars project. НАСА. Accessed on 6 February 2019.
  91. ^ Martian Caves as Special Region Candidates: A simulation in ANSYS Fluent on how caves on Mars are, and what their conditions would be for being considered as special regions. Patrick Olsson. Student Thesis. Технологический университет Лулео. DiVA, id: diva2:1250576. 2018.
  92. ^ "HiRISE | Inverted Channels North of Juventae Chasma (PSP_006770_1760)". Hirise.lpl.arizona.edu. Получено 2012-01-16.
  93. ^ Ньюсом, Хортон Э .; Lanza, Nina L.; Оллила, Энн М .; Wiseman, Sandra M .; Roush, Ted L .; Marzo, Giuseppe A .; Торнабене, Ливио Л .; Окубо, Крис Х .; и другие. (2010). «Отложения в перевернутом русле на дне кратера Миямото, Марс». Икар. 205 (1): 64–72. Bibcode:2010Icar..205 ... 64N. Дои:10.1016 / j.icarus.2009.03.030.

Библиография

внешняя ссылка