Ноахиан - Noachian

Эта статья о марсианской геологической системе и периоде. О библейском патриархе, производным от которого является «ноахианец», см. Ной.
MOLA раскрашенная рельефная карта Ноахис Терра, то тип области для Ноевской системы. Обратите внимание на внешнее сходство с лунное нагорье. Цвета указывают высоту: красный - самый высокий, а сине-фиолетовый - самый низкий. Синяя деталь внизу справа - это северо-западная часть гигантского Эллада ударный бассейн.

В Ноахиан это геологическая система и рано временной период на планете Марс характеризуется высокими показателями метеорит и астероид удары и возможное наличие обильных Поверхность воды.[1] В абсолютный возраст периода Ноаха сомнительно, но, вероятно, соответствует лунному Доктринальный к Ранний Имбриан периоды[2] 4100–3700 миллионов лет назад, в период, известный как Поздняя тяжелая бомбардировка.[3] Многие из больших ударных бассейнов на Луна и Марс сформировался в это время. Ноевский период примерно эквивалентен земному Hadean и рано Архейский эоны, когда, вероятно, возникли первые формы жизни.[4]

Ландшафт Марса эпохи Ноаха - лучший космический корабль посадочные сайты для поиска ископаемое доказательство того жизнь.[5][6] Во времена Ноя атмосфера Марса было плотнее, чем сегодня, а климат, возможно, достаточно теплый, чтобы допускать выпадение осадков.[7] В южном полушарии были большие озера и реки,[8][9] и океан мог покрыть низменные северные равнины.[10][11] Обширный вулканизм произошло в Фарсида регион, накапливающий огромные массы вулканического материала ( Выпуклость Фарсиды ) и выбросом в атмосферу большого количества газов.[3] Выветривание поверхностных пород породили множество глинистые минералы (филлосиликаты ), образовавшиеся в химических условиях, способствующих микробная жизнь.[12][13]

Описание и происхождение названия

В Ноахиан Система и период названы в честь Ноахис Терра (букв. "Земля Ной "), высокогорный регион, покрытый кратерами, к западу от Эллада бассейн. В тип области системы Ноя находится в Четырехугольник Ноаха (MC-27) вокруг 45 ° ю.ш. 340 ° з.д. / 45 ° ю.ш. 340 ° з.д. / -45; -340. В большом масштабе (> 100 м) поверхности Ноаха очень холмистые и неровные, внешне напоминающие лунное нагорье. Ноевские ландшафты состоят из перекрывающихся и переслаиваемых выбросить одеяла многих старых кратеров. Горные материалы оправы и приподнятые подвал из больших ударных бассейнов также распространены.[14] (Видеть Ансерис Монс (например). Плотность крупных ударных кратеров очень высока: около 400 кратеров диаметром более 8 км на миллион км2.[15] Подразделения эпохи Ноаха покрывают 45% поверхности Марса;[16] они встречаются в основном в южных высокогорьях планеты, но также присутствуют на больших территориях на севере, например, в Темпе и Xanthe Terrae, Ахероновые ямки, и вокруг бассейна Исидиса (Ливия Монтес ).[17][18]

ГесперианскийАмазонка (марс)
Марсианские периоды времени (миллионы лет назад)

Ноахиан хронология и стратиграфия

Схематический разрез изображения слева. Единицы поверхности интерпретируются как последовательность слоев (слои ), причем самый молодой наверху, а самый старший внизу в соответствии с закон суперпозиции.
HiRISE изображение, иллюстрирующее суперпозиция, принцип, который позволяет геологам определять относительный возраст поверхностных единиц. Темный поток лавы покрывает (моложе) светлую, более сильно изрезанную кратерами местность (более старый поток лавы?) Справа. Выбросы кратера в центре покрывают оба блока, что указывает на то, что кратер является самым молодым элементом на изображении. (См. Схематический разрез справа.)

Марсианские периоды времени основаны на геологическое картирование наземных единиц из изображения космического корабля.[14][19] Поверхность - это местность с отчетливой текстурой, цветом, альбедо, спектральный свойство или набор форм рельефа, которые отличают его от других единиц поверхности и достаточно большие, чтобы их можно было показать на карте.[20] Картографы используют стратиграфический подход, впервые примененный в начале 1960-х годов для фотогеологических исследований Луна.[21] Хотя на основании характеристик поверхности, единица поверхности не является самой поверхностью или группой формы рельефа. Это предполагаемый геологическая единица (например., формирование ) представляет собой пластинчатое, клиновидное или пластинчатое тело породы, лежащее под поверхностью.[22][23] Поверхностная единица может представлять собой отложение выброса кратера, поток лавы или любую поверхность, которая может быть представлена ​​в трех измерениях как дискретная слой ограничены сверху или снизу соседними объектами (показано справа). Используя такие принципы, как суперпозиция (показано слева), сквозные отношения, и отношения плотность ударных кратеров к старению, геологи могут поместить единицы в относительный возраст последовательность от самого старшего к младшему. Единицы одного возраста глобально сгруппированы в более крупные стратиграфические по времени (хроностратиграфический ) единиц, называемых системы. Для Марса определены три системы: Ноевская, Гесперианский, и амазонский. Геологические единицы, лежащие ниже (старше) ноя, неофициально называются пренойскими.[24] Геологическое время (геохронологический ) эквивалентом Ноевской системы является Ноевский период. Горные породы или поверхностные единицы Ноевской системы были сформированы или отложены в течение Ноевского периода.

Система против периода

е  час
Сегменты скалы (слои ) в хроностратиграфияПериоды времени в геохронологияПримечания (Марс)
EonothemEonне используется для Марса
ЭратхемЭране используется для Марса
СистемаПериодВсего 3; 108 до 109 лет в длину
СерииЭпохаВсего 8; 107 до 108 лет в длину
ЭтапВозрастне используется для Марса
ХронозонаХронменьше возраста / стадии; не используется шкалой времени ICS

Система и Период не являются взаимозаменяемыми терминами в формальной стратиграфической номенклатуре, хотя в популярной литературе их часто путают. Система - это идеализированная стратиграфическая столбец на основе физических рок-записей тип области (типовой разрез) коррелирует с разрезами горных пород из разных мест по всей планете.[26] Система ограничена сверху и снизу слои с совершенно разными характеристиками (на Земле, обычно индекс окаменелости ), которые указывают на резкие (часто резкие) изменения доминирующей фауны или условий окружающей среды. (Видеть Граница мела и палеогена как пример.)

В любом месте участки горных пород в данной системе могут содержать зазоры (несоответствия ) аналогично пропущенным страницам книги. В некоторых местах породы системы полностью отсутствуют из-за неотложения или более позднего размыва. Например, скалы Меловой Система отсутствует на большей части восточной части центральной части Соединенных Штатов. Однако временной интервал мелового периода (меловой период) здесь все же имел место. Таким образом, геологический период представляет собой временной интервал, в течение которого слои системы были депонированы, включая любые неизвестные количества времени, присутствующие в промежутках.[26] Периоды измеряются годами, определяемыми радиоактивное датирование. На Марсе радиометрический возраст не доступен, кроме Марсианские метеориты чей происхождение стратиграфический контекст неизвестен. Вместо, абсолютный возраст на Марсе определяются плотностью ударных кратеров, которая сильно зависит от модели образования кратера с течением времени.[27] Соответственно, даты начала и окончания марсианских периодов неопределенны, особенно для границы Гесперизма и Амазонки, которая может быть ошибочной в 2 или 3 раза.[24][28]

Геологический контакт Ноевской и Гесперианской систем. Равнины с гребнями Hesperian (Hr) образуют залив и перекрывают более старые покрытые кратерами равнины Noachian (Npl). Обратите внимание, что гребневые равнины частично скрывают многие из старых кратеров эпохи Ноаха. Изображение ФЕМИДА ИК-мозаика на основе аналогичных Викинг фото показано в Танаке и другие. (1992), рис. 1а, стр. 352.

Границы и подразделения

Во многих частях планеты верхняя часть Ноевской системы покрыта более редкими кратерами и гребнями равнинных материалов, которые интерпретируются как обширные. паводковые базальты похож по макияжу на лунная мария. Эти гребневые равнины составляют основу молодой Гесперианской системы (на фото справа). Нижняя стратиграфическая граница Ноевской системы формально не определена. Первоначально система была задумана для охвата горных пород, относящихся к формированию коры 4500 миллионов лет назад.[14] Однако работа Герберта Фрея из НАСА Центр космических полетов Годдарда с помощью Орбитальный лазерный высотомер Марса (MOLA) данные показывают, что южные высокогорья Марса содержат многочисленные погребенные ударные бассейны (называемые квазикруглыми депрессиями или КХД), которые старше видимых поверхностей эпохи Ноаха и предшествуют удару Эллады. Он предполагает, что удар Эллады должен обозначить основу Ноевой системы. Если Фрей прав, то большая часть коренных пород на марсианском нагорье имеет до-ноаховский возраст, более 4100 миллионов лет назад.[29]

Система Ноя подразделяется на три хроностратиграфических серии: Нижний, средний и верхний ноах. Сериал основан на референты или места на планете, где единицы поверхности указывают на особый геологический эпизод, распознаваемый во времени по возрасту кратеров и стратиграфическому положению. Например, референт для верхнего ноя - это область гладких межкратерных равнин к востоку от Аргир бассейн. Равнины перекрывают (моложе) более изрезанный кратерами рельеф Среднего Ноя и лежат (старше) менее изрезанных гребнями равнины нижнегесперидской серии.[2][30] Соответствующие единицы геологического времени (геохронологические) трех ноевских серий - это ранний, средний и поздний ноах. Эпохи. Обратите внимание, что эпоха - это часть периода; в формальной стратиграфии эти два термина не являются синонимами.

Ноевские эпохи (миллионы лет назад)[24]

Стратиграфические термины часто сбивают с толку как геологов, так и не геологов. Один из способов разобраться в сложности - это следующий пример: вы можете легко перейти к Цинциннати, Огайо и посетите скалу обнажение в Верхнем Ордовик Серии ордовика Система. Вы даже можете собрать окаменелость трилобит там. Однако вы не можете посетить поздний ордовик. Эпоха в ордовике Период и соберите настоящего трилобита.

Схема формальной стратиграфической номенклатуры, основанная на Земле, успешно применяется к Марсу уже несколько десятилетий, но имеет множество недостатков. Схема, несомненно, будет уточняться или заменяться по мере появления большего количества более точных данных.[31] (См. Минералогическую временную шкалу ниже в качестве примера альтернативы.) Получение радиометрического возраста по образцам с идентифицированных поверхностных единиц явно необходимо для более полного понимания марсианской истории и хронологии.[32]

Марс во времена Ноя

Впечатление художника от раннего влажного Марса. Показаны позднегесперианские особенности (каналы оттока), так что это не дает точной картины Ноевского Марса, но общий вид планеты из космоса мог быть похожим. В частности, обратите внимание на наличие большого океана в северном полушарии (вверху слева) и морского покрова. Hellas Planitia (Нижний правый).

Ноевский период отличается от более поздних периодов высокой скоростью ударов, эрозии, образования долин, вулканической активности и выветривания поверхностных пород с образованием обильных филлосиликаты (глинистые минералы ). Эти процессы подразумевают более влажный глобальный климат, по крайней мере, с эпизодическими теплыми условиями.[3]

Кратер от удара

Записи лунных кратеров предполагают, что скорость столкновений во Внутренней Солнечной системе 4000 миллионов лет назад была в 500 раз выше, чем сегодня.[33] В эпоху Ноя каждые миллион лет на Марсе образовывался кратер диаметром 100 км.[3] со скоростью меньших ударов экспоненциально выше.[а] Такая высокая частота ударов могла бы разрушить корка до глубины нескольких километров[35] и оставил толстый выбросить отложения по всей поверхности планеты. Сильные столкновения серьезно повлияли бы на климат, выпуская огромное количество горячих выбросов, которые нагрели атмосферу и поверхность до высоких температур.[36] Высокая частота ударов, вероятно, сыграла роль в удалении большей части атмосферы Марса в результате ударной эрозии.[37]

Разветвленная долинная сеть Варрего Валлес (Таумасийский четырехугольник ), как это видно с орбитального аппарата "Викинг". Подобные сети долин являются одними из самых убедительных доказательств того, что поверхностный сток происходил на раннем этапе существования Марса.[38]

По аналогии с Луной при частых ударах образовывалась зона трещин. коренная порода и брекчии в верхней коре называется мегареголит.[39] Высота пористость и проницаемость мегареголита позволил глубокое проникновение грунтовые воды. Вырабатываемое ударом тепло, реагируя с грунтовыми водами, производит долгоживущие гидротермальный системы, которые могли быть использованы теплолюбивый микроорганизмы, если таковые существовали. Компьютерные модели переноса тепла и жидкости в древней марсианской коре предполагают, что продолжительность жизни гидротермальной системы, созданной ударом, может составлять от сотен тысяч до миллионов лет после удара.[40]

Эрозия и сети долин

Большинство крупных кратеров Ноаха имеют изношенный вид с сильно эродированными краями и внутренними слоями, заполненными отложениями. Разложившееся состояние кратеров Ноаха по сравнению с почти первозданным видом кратеров Геспериуса всего на несколько сотен миллионов лет моложе указывает на то, что скорость эрозии была выше (примерно в 1000-100000 раз).[41]) в ноахианском, чем в последующие периоды.[3] Присутствие частично эродированной (вытравленной) местности на южном нагорье указывает на то, что до 1 км материала было размыто во время Ноевского периода. Считается, что эти высокие темпы эрозии, хотя и ниже, чем в среднем на Земле, отражают более влажные и, возможно, более теплые условия окружающей среды.[42]

Высокая скорость эрозии во время Ноя, возможно, была связана с осадки и поверхностный сток.[7][43] Многие (но не все) территории Марса эпохи Ноя сильно расчленены сети долин.[3] Сети долин представляют собой разветвленные системы долин, которые внешне напоминают наземные реки. дренажные бассейны. Хотя их основное происхождение (дождевая эрозия, истощение грунтовых вод, или таяние снега) все еще обсуждается, сети долин редки в последующие периоды марсианского времени, что указывает на уникальные климатические условия во времена Ноя.

По крайней мере, две отдельные фазы формирования сети долин были идентифицированы на южном нагорье. Долины, образовавшиеся в раннем и среднем ноахе, демонстрируют плотную, хорошо интегрированную структуру притоков, которые очень похожи на схемы дренажа образуется дождями в пустынных регионах Земли. Более молодые долины от позднего ноя до раннего геспера обычно имеют только несколько коротких притоков с междуречными областями (возвышенность между притоками), которые являются широкими и нерасчлененными. Эти характеристики позволяют предположить, что более молодые долины были сформированы в основном истощение грунтовых вод. Если эта тенденция изменения морфологии долин с течением времени реальна, это будет означать изменение климата от относительно влажного и теплого Марса, где иногда были возможны дожди, к более холодному и засушливому миру, где дожди были редкими или отсутствовали.[44]

Дельта в кратере Эберсвальде, увиденная Mars Global Surveyor.
Слои филлосиликатов и сульфатов, обнаженные в осадочном холме в кратере Гейла (HiRISE ).

Озера и океаны

Дальнейшая информация: Вода на Марсе

Вода, стекающая через сети долин, образовывала большие озера в низинных недрах кратеров и в региональных впадинах между кратерами. В южных высокогорьях было обнаружено более 200 русел ноахских озер, некоторые из которых достигают размеров озеро Байкал или Каспийское море на земле.[45] Многие кратеры Ноя показывают каналы, входящие с одной стороны и выходящие с другой. Это указывает на то, что внутри кратера должны были присутствовать большие озера, по крайней мере временно, чтобы вода достигла достаточно высокого уровня, чтобы пробить противоположный край кратера. Дельты или же поклонники обычно присутствуют там, где долина входит в дно кратера. Особенно яркие примеры встречаются в Кратер Эберсвальде, Кратер Холдена, И в Нили Фоссае область, край (Кратер Езеро ). Другие крупные кратеры (например, Кратер Гейла ) показывают мелкослоистые внутренние отложения или холмы, которые, вероятно, образовались из отложений, отложившихся на дне озер.[3]

Большая часть северного полушария Марса находится примерно на 5 км ниже по высоте, чем южное нагорье.[46] Этот дихотомия существует со времен проноя.[47] Ожидается, что вода, стекающая с южного нагорья в течение Ноя, будет собираться в северном полушарии, образуя океан (Oceanus Borealis[48]). К сожалению, существование и природа Ноевского океана остаются неопределенными, потому что последующая геологическая деятельность стерла большую часть геоморфный свидетельство.[3] Следы нескольких возможных береговых линий эпохи Ноя и Геспера были идентифицированы вдоль границы дихотомии,[49][50] но это свидетельство было оспорено.[51][52] Палеошорели, нанесенные на карту Hellas Planitia, наряду с другими геоморфическими данными, предполагают, что большие, покрытые льдом озера или море покрывали внутреннюю часть бассейна Эллады во время Ноахианского периода.[53] В 2010 году исследователи использовали глобальное распределение сетей дельт и долин, чтобы доказать существование ноахской береговой линии в северном полушарии.[11] Несмотря на скудность геоморфных свидетельств, если бы на Ноаховом Марсе был большой запас воды и теплые условия, как предполагают другие доказательства, то большие водоемы почти наверняка накопились бы в региональных низинах, таких как северный низменный бассейн и Эллада.[3]

Вулканизм

Ной был также временем интенсивной вулканической активности, большая часть которой приходилась на Фарсида область, край.[3] Считается, что основная часть выпуклости Фарсиды накопилась к концу Ноевского периода.[54] Рост Фарсиды, вероятно, сыграл значительную роль в создании атмосферы планеты и выветривании горных пород на ее поверхности. По одной оценке, балдж Фарсиды составляет около 300 миллионов км3 из вулканического материала. Если предположить, что магма, образовавшая Фарсиду, содержала углекислый газ (CO2) и водяного пара в процентах, сопоставимых с наблюдаемыми на Гавайях. базальтовый лава, то общее количество газов, выпущенных из Фарсиды магмы мог произвести 1,5-бар CO2 атмосфера и глобальный слой воды глубиной 120 м.[3]

Четыре обнажения пород нижнего ноаха, показывающие спектральные признаки изменения минералов водой. (CRISM и HiRISE изображения из Марсианский разведывательный орбитальный аппарат )

Обширный вулканизм также встречается в покрытых кратерами высокогорьях за пределами региона Фарсида, но мало геоморфологический доказательства остаются, потому что поверхности были интенсивно обработаны ударом.[3] Spectral данные с орбиты показывают, что горные породы в первую очередь базальтовый в составе, состоящий из минералы пироксен, плагиоклаз полевой шпат, и оливин.[55] Камни исследованы в Columbia Hills посредством Марсоход для исследования (MER) Дух может быть типичным для горных пород эпохи Ноаха по всей планете.[56] Породы в основном деградированы. базальты с разнообразной текстурой, указывающей на серьезную трещиноватость и брекчия от воздействия и изменения гидротермальных флюидов. Некоторые породы холмов Колумбия могли образоваться из пирокластические потоки.[3]

Продукты выветривания

Обилие оливина в породах ноахового возраста является значительным, поскольку оливин быстро выветривается до глинистые минералы (филлосиликаты ) под воздействием воды. Таким образом, присутствие оливина позволяет предположить, что длительная водная эрозия на раннем этапе Марса не происходила в глобальном масштабе. Однако спектральные и стратиграфические исследования ноахского яруса выходы на поверхность с орбиты указывают на то, что оливин в основном приурочен к породам верхней (поздней) ноахской серии.[3] Во многих частях планеты (особенно Нили Фоссае и Mawrth Vallis ), последующая эрозия или удары обнажили более древние доноахские и нижненоевские образования, богатые филлосиликатами.[57][58] Для филлосиликатов требуется богатый водой, щелочной окружающая среда для формирования. В 2006 году исследователи, использующие прибор OMEGA на Марс Экспресс космический корабль предложил новую марсианскую эру, названную Филлоцианской, соответствующей Пронойскому / Раннему Ноевскому периоду, когда поверхностные воды и водный выветривание было обычным явлением. Также были предложены две последующие эпохи, тейкианская и сидерикская.[12] Филлоцианская эра коррелирует с возрастом формирования ранней сети долин на Марсе. Считается, что отложения этой эпохи - лучшие кандидаты для поиска доказательств прошлой жизни на планете.

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Распределение размеров пересекающих Землю астероидов более 100 м в диаметре следует обратной степенной кривой формы N = kD−2.5, где N - количество астероидов больше диаметра D.[34] Астероидов меньшего диаметра гораздо больше, чем астероидов большого диаметра.

Рекомендации

  1. ^ Амос, Джонатан (10 сентября 2012 г.). «Глины в тихоокеанских лавах бросают вызов идее влажного раннего Марса». Новости BBC.
  2. ^ а б Танака, К. (1986). «Стратиграфия Марса». J. Geophys. Res. 91 (B13): E139 – E158. Bibcode:1986JGR .... 91..139T. Дои:10.1029 / JB091iB13p0E139.
  3. ^ а б c d е ж грамм час я j k л м п Carr, M.H .; Head, J.W. (2010). «Геологическая история Марса». Планета Земля. Sci. Латыш. 294 (3–4): 185–203. Bibcode:2010E и PSL.294..185C. Дои:10.1016 / j.epsl.2009.06.042.
  4. ^ Абрамов, О .; Мойзсис, С.Дж. (2009). «Обитаемость микробов на гадийской Земле во время поздней тяжелой бомбардировки». Природа. 459 (7245): 419–422. Bibcode:2009Натура.459..419А. Дои:10.1038 / природа08015. PMID  19458721. S2CID  3304147.
  5. ^ Гротцингер, Дж (2009). «За пределами воды на Марсе». Природа Геонауки. 2 (4): 231–233. Дои:10.1038 / ngeo480.
  6. ^ Grant, J.A .; и другие. (2010). "Научный процесс выбора места посадки для научной лаборатории Марса 2011 г." (PDF). Планета. Космические науки. 59 (11–12): 1114–1127. Дои:10.1016 / j.pss.2010.06.016.
  7. ^ а б Craddock, R.A .; Ховард, А. Д. (2002). «Аргументы в пользу дождя на теплом, влажном раннем Марсе». J. Geophys. Res. 107 (E11): 5111. Bibcode:2002JGRE..107.5111C. CiteSeerX  10.1.1.485.7566. Дои:10.1029 / 2001JE001505.
  8. ^ Малин, M.C .; Эджетт, К. (2003). «Доказательства постоянного потока и водного осадка на раннем Марсе». Наука. 302 (5652): 1931–1934. Bibcode:2003Наука ... 302.1931М. Дои:10.1126 / science.1090544. PMID  14615547. S2CID  39401117.
  9. ^ Irwin, R.P .; и другие. (2002). «Большой бассейн палеозерья во главе Маадим Валлис, Марс». Наука. 296 (5576): 2209–12. Bibcode:2002Наука ... 296.2209R. Дои:10.1126 / science.1071143. PMID  12077414. S2CID  23390665.
  10. ^ Клиффорд, S.M .; Паркер, T.J. (2001). «Эволюция марсианской гидросферы: последствия для судьбы первозданного океана и современного состояния северных равнин». Икар. 154 (1): 40–79. Bibcode:2001Icar..154 ... 40C. Дои:10.1006 / icar.2001.6671.
  11. ^ а б Di Achille, G .; Хайнек, Б. (2010). «Древний океан на Марсе, поддерживаемый глобальным распределением дельт и долин». Природа Геонауки. 3 (7): 459–463. Bibcode:2010Натуральная ... 3..459D. Дои:10.1038 / NGEO891.
  12. ^ а б Bibring, J.-P .; и другие. (2006). «Глобальная минералогическая и водная история Марса по данным OMEGA / Mars Express». Наука. 312 (5772): 400–404. Bibcode:2006Научный ... 312..400B. Дои:10.1126 / science.1122659. PMID  16627738.
  13. ^ Bishop, J.L .; и другие. (2008). «Разнообразие филлосиликатов и прошлая водная активность обнаружены в долине Маурт, Марс» (PDF). Наука (Представлена ​​рукопись). 321 (5890): 830–833. Bibcode:2008Sci ... 321..830B. Дои:10.1126 / science.1159699. ЧВК  7007808. PMID  18687963.
  14. ^ а б c Scott, D.H .; Карр, М. (1978). Геологическая карта Марса. Геологическая служба США, серия «Разные исследования», Карта I-1083.
  15. ^ Strom, R.G .; Croft, S.K .; Барлоу, Н. (1992) Марсианский рекорд по кратерам от удара в Марс, Е. Х. Киффер и другие., Ред .; Издательство Университета Аризоны: Тусон, Аризона, стр. 383–423.
  16. ^ Танака, К. и другие. (2014). Геологическая карта Марса. Карта научных исследований Геологической службы США 3292, брошюра
  17. ^ Scott, D.H .; Танака, К. (1986). Геологическая карта западной экваториальной области Марса. Геологическая служба США. Серия «Разные исследования» Карта I – 1802 – A.
  18. ^ Greeley, R .; Гость, J.E. (1987). Геологическая карта восточной экваториальной области Марса. Геологическая служба США Серия «Разные исследования» Карта I – 1802 – B.
  19. ^ МакКорд, Т. и другие. (1980). Определение и характеристика единиц глобальной поверхности Марса: предварительные карты единиц. 11-я конференция по лунным и планетарным наукам: Хьюстон: Техас, аннотация № 1249, стр. 697–699. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1980/pdf/1249.pdf.
  20. ^ Грили, Р. (1994) Планетарные пейзажи, 2-е изд .; Чепмен и Холл: Нью-Йорк, стр. 8 и рис. 1.6.
  21. ^ См. Mutch, T.A. (1970). Геология Луны: стратиграфический взгляд; Princeton University Press: Princeton, NJ, 324 pp. И Wilhelms, D.E. (1987). Геологическая история Луны, USGS Professional Paper 1348; http://ser.sese.asu.edu/GHM/ для обзоров этой темы.
  22. ^ Вильгельмс, Д. (1990). Геологическое картирование в Планетарное картирование, Р. Грили, Р.М. Batson, Eds .; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, стр. 214.
  23. ^ Tanaka, K.L .; Scott, D.H .; Грили Р. (1992). Глобальная стратиграфия в Марс, Е. Х. Киффер и другие., Ред .; Пресса Университета Аризоны: Тусон, Аризона, стр. 345–382.
  24. ^ а б c Nimmo, F .; Танака, К. (2005). «Ранняя коровая эволюция Марса». Анну. Преподобный "Планета Земля". Наука. 33: 133–161. Bibcode:2005AREPS..33..133N. Дои:10.1146 / annurev.earth.33.092203.122637.
  25. ^ Международная комиссия по стратиграфии. «Международная стратиграфическая карта» (PDF). Получено 2009-09-25.
  26. ^ а б Eicher, D.L .; Макалестер, А.Л. (1980). История Земли; Prentice-Hall: Englewood Cliffs, NJ, стр. 143–146, ISBN  0-13-390047-9.
  27. ^ Masson, P .; Carr, M.H .; Costard, F .; Greeley, R .; Hauber, E .; Яуманн Р. (2001). Геоморфологические доказательства жидкой воды. Обзоры космической науки. Серия космических наук ISSI. 96. п. 352. Дои:10.1007/978-94-017-1035-0_12. ISBN  978-90-481-5725-9.
  28. ^ Hartmann, W.K .; Нойкум, Г. (2001). Хронология кратеров и эволюция Марса. В книге «Хронология и эволюция Марса» Калленбах Р. и другие. Ред., Обзоры космической науки, 96: 105–164.
  29. ^ Фрей, Х.В. (2003). Погребенные ударные бассейны и ранняя история Марса. Шестая международная конференция по Марсу, Аннотация № 3104. http://www.lpi.usra.edu/meetings/sixthmars2003/pdf/3104.pdf.
  30. ^ Массон, П. (1991). «Марсианская стратиграфия - краткий обзор и перспективы». Обзоры космической науки. 56 (1–2): 9–12. Дои:10.1007 / bf00178385. S2CID  121719547.
  31. ^ Танака, К. (2001). Стратиграфия Марса: что мы знаем, чего не знаем и что нужно делать. 32-я Конференция по изучению Луны и планет, Реферат № 1695. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1695.pdf.
  32. ^ Карр, 2006, стр. 41.
  33. ^ Карр, 2006, стр. 23.
  34. ^ Карр, 2006, стр. 24.
  35. ^ Дэвис, P.A .; Голомбек, М. (1990). «Разрывы в мелкой марсианской коре в Луна, Сирия и Синай-Плана». J. Geophys. Res. 95 (B9): 14231–14248. Bibcode:1990JGR .... 9514231D. Дои:10.1029 / jb095ib09p14231.
  36. ^ Segura, T.L .; и другие. (2002). «Влияние сильных ударов на Марс на окружающую среду». Наука. 298 (5600): 1977–1980. Дои:10.1126 / science.1073586. PMID  12471254. S2CID  12947335.
  37. ^ Melosh, H.J .; Викери, А. (1989). «Ударная эрозия изначальной марсианской атмосферы». Природа. 338 (6215): 487–489. Bibcode:1989Натура.338..487М. Дои:10.1038 / 338487a0. PMID  11536608. S2CID  4285528.
  38. ^ Карр, 2006, стр. 138, рис. 6.23.
  39. ^ Squyres, S.W .; Клиффорд, S.M .; Кузьмин, Р.О .; Zimbelman, J.R .; Костард, Ф. (1992). Лед в марсианском реголите в Марс, Е. Х. Киффер и другие., Ред .; Пресса Университета Аризоны: Тусон, Аризона, стр. 523–554.
  40. ^ Абрамов, О .; Кринг, Д.А. (2005). «Гидротермальная активность, вызванная ударами на раннем этапе Марса». J. Geophys. Res. 110 (E12): E12S09. Bibcode:2005JGRE..11012S09A. Дои:10.1029 / 2005JE002453.
  41. ^ Голомбек, М.П .; Мосты, Н. (2000). Изменение климата на Марсе, определенное на основе темпов эрозии в месте посадки на Марс. Пятая Международная конференция по Марсу, 6057 г.
  42. ^ Эндрюс; Hanna, J.C .; Льюис, К. В. (2011). «Ранняя гидрология Марса: 2. Гидрологическая эволюция в эпоху Ноя и Геспера». J. Geophys. Res. 116 (E2): E02007. Bibcode:2011JGRE..116.2007A. Дои:10.1029 / 2010JE003709.
  43. ^ Craddock, R.A .; Максвелл, Т. (1993). «Геоморфическая эволюция марсианского нагорья через древние речные процессы». J. Geophys. Res. 98 (E2): 3453–3468. Bibcode:1993JGR .... 98.3453C. Дои:10.1029 / 92je02508.
  44. ^ Харрисон, К. П .; Гримм, Р. (2005). «Сети долин, контролируемые грунтовыми водами, и уменьшение поверхностного стока на раннем этапе Марса». J. Geophys. Res. 110 (E12): E12S16. Bibcode:2005JGRE..11012S16H. Дои:10.1029 / 2005JE002455.
  45. ^ Fassett, C.I .; Head, J.W. (2008). «Valley Network-Fed, озера открытого бассейна на Марсе: распространение и последствия для поверхностной и подземной гидрологии Ноя». Икар. 198 (1): 37–56. Bibcode:2008Icar..198 ... 37F. CiteSeerX  10.1.1.455.713. Дои:10.1016 / j.icarus.2008.06.016.
  46. ^ Карр, 2006, стр. 160.
  47. ^ Карр, 2006, стр. 78.
  48. ^ Бейкер, В. Р .; Strom, R.G .; Гулик, В. С .; Kargel, J. S .; Комацу, Г. (1991). «Древние океаны, ледяные покровы и гидрологический цикл на Марсе». Природа. 352 (6336): 589–594. Bibcode:1991Натура.352..589Б. Дои:10.1038 / 352589a0. S2CID  4321529.
  49. ^ Паркер, Т. Дж .; Saunders, R. S .; Шнеебергер, Д. М. (1989). «Переходная морфология в регионе Марса West Deuteronilus Mensae: последствия для изменения границы низменности и возвышенности». Икар. 82 (1): 111–145. Bibcode:1989Icar ... 82..111P. Дои:10.1016/0019-1035(89)90027-4.
  50. ^ Fairén, A. G .; Dohm, J.M .; Бейкер, В. Р .; де Пабло, М. А .; Ruiz, J .; Ferris, J .; Андерсон, Р. М. (2003). «Эпизодические наводнения северных равнин Марса» (PDF). Икар. 165 (1): 53–67. Bibcode:2003Icar..165 ... 53F. Дои:10.1016 / с0019-1035 (03) 00144-1.
  51. ^ Малин, М .; Эджетт, К. (1999). «Океаны или моря в марсианской северной низменности: визуальные испытания предполагаемых береговых линий с высоким разрешением». Geophys. Res. Латыш. 26 (19): 3049–3052. Bibcode:1999Георл..26.3049M. Дои:10.1029 / 1999gl002342.
  52. ^ Ghatan, G.J .; Зимбельман, Дж. Р. (2006). «Нехватка предполагаемых прибрежных строительных форм рельефа вдоль предполагаемых береговых линий на Марсе: последствия для океана, заполняющего северные низменности». Икар. 185 (1): 171–196. Bibcode:2006Icar..185..171G. Дои:10.1016 / j.icarus.2006.06.007.
  53. ^ Moore, J.M .; Вильгельмс, Д. (2001). «Эллада как возможное место древних озер, покрытых льдом на Марсе». Икар. 154 (2): 258–276. Bibcode:2001Icar..154..258M. Дои:10.1006 / icar.2001.6736. HDL:2060/20020050249.
  54. ^ Phillips, R.J .; и другие. (2001). «Древняя геодинамика и глобальная гидрология на Марсе». Наука. 291 (5513): 2587–2591. Bibcode:2001Научный ... 291.2587P. Дои:10.1126 / science.1058701. PMID  11283367. S2CID  36779757.
  55. ^ Горчица, J.F .; и другие. (2005). «Разнообразие оливина и пироксена в коре Марса». Наука. 307 (5715): 1594–1597. Дои:10.1126 / science.1109098. PMID  15718427. S2CID  15548016.
  56. ^ Карр, 2006, стр. 16-17.
  57. ^ Картер Дж .; Poulet F .; Ody A .; Bibring J.-P .; Мурчи С. (2011). Глобальное распределение, состав и обстановка водных минералов на Марсе: переоценка. 42-я Конференция по изучению Луны и планет, LPI: Хьюстон, Техас, аннотация № 2593. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/2593.pdf.
  58. ^ Rogers, A.D .; Фергасон, Р.Л. (2011). «Стратиграфия в региональном масштабе поверхностных единиц в Тиррене и Iapygia Terrae, Марс: взгляд на эволюцию земной коры и историю изменений». J. Geophys. Res. 116 (E8): E08005. Bibcode:2011JGRE..116.8005R. Дои:10.1029 / 2010JE003772.
Библиография
  • Карр, Майкл, Х. (2006). Поверхность Марса; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, ISBN  978-0-521-87201-0.

дальнейшее чтение

  • Бойс, Джозеф, М. (2008). Смитсоновская книга Марса; Конецки и Конецки: Олд Сэйбрук, Коннектикут, ISBN  978-1-58834-074-0
  • Хартманн, Уильям, К. (2003). Путеводитель по Марсу: Таинственные пейзажи Красной планеты; Рабочий: Нью-Йорк, ISBN  0-7611-2606-6.
  • Мортон, Оливер (2003). Картографирование Марса: наука, воображение и рождение мира; Пикадор: Нью-Йорк, ISBN  0-312-42261-X.