Из Википедии, свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Обобщенная геологическая карта на Марс [1]
Марс в космическом телескопе Хаббла

Геологии Марса является научным изучением поверхности, коры и недр планеты Марса . Он подчеркивает состав, структуру, историю и физические процессы, которые формируют планету. Это аналог области земной геологии . В планетологии термин геология используется в самом широком смысле для обозначения изучения твердых частей планет и лун. Термин включает аспекты геофизики , геохимии , минералогии , геодезии и картографии . [2] неологизм ,ареология от греческого слова Arēs (Марс) иногда появляется как синоним геологии Марса в популярных средствах массовой информации и в произведениях научной фантастики (например, в трилогии Кима Стэнли Робинсона о Марсе ). [3]

Геологическая карта Марса (2014) [ править ]

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

  • Рисунок 2 для геологической карты Марса.

Глобальная топография Марса и крупномасштабные объекты [ править ]

Acheron FossaeAcidalia PlanitiaAlba MonsAmazonis PlanitiaAonia PlanitiaArabia TerraArcadia PlanitiaArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumElysium MonsElysium PlanitiaGale craterHadriaca PateraHellas MontesHellas PlanitiaHesperia PlanumHolden craterIcaria PlanumIsidis PlanitiaJezero craterLomonosov craterLucus PlanumLycus SulciLyot craterLunae PlanumMalea PlanumMaraldi craterMareotis FossaeMareotis TempeMargaritifer TerraMie craterMilankovič craterNepenthes MensaeNereidum MontesNilosyrtis MensaeNoachis TerraOlympica FossaeOlympus MonsPlanum AustralePromethei TerraProtonilus MensaeSirenumSisyphi PlanumSolis PlanumSyria PlanumTantalus FossaeTempe TerraTerra CimmeriaTerra SabaeaTerra SirenumTharsis MontesTractus CatenaTyrrhen TerraUlysses PateraUranius PateraUtopia PlanitiaValles MarinerisVastitas BorealisXanthe Terra
Изображение выше содержит интерактивные ссылки.Интерактивная карта изображения в глобальной топографии Марса , перекрывается с местом Марса спускаемых и вездеходов . Наведите указатель мыши на изображение, чтобы увидеть названия более 60 известных географических объектов, и щелкните, чтобы связать их. Цвет базовой карты указывает относительные высоты на основе данных лазерного альтиметра Mars Orbiter, установленного на Mars Global Surveyor НАСА . Белые и коричневые цвета указывают на самые высокие высоты (От +12 до +8 км ); затем следуют розовый и красный (От +8 до +3 км ); желтый это0 км ; зелень и синий - более низкие высоты (до−8 км ). Оси - широта и долгота ; Отмечены полярные регионы .
(Смотрите также: Марс карта , Марс Меморандумы , Марс Мемориалы карта ) ( вид • обсудить )
(   Активный ровер •  Активный спускаемый аппарат •  Будущее )
← Бигль 2 (2003)
Любопытство (2012) →
Глубокий космос 2 (1999) →
Ровер Розалинда Франклин (2023 г.) ↓
InSight (2018) →
Марс 2 (1971) →
← Марс 3 (1971)
Марс 6 (1973) →
Полярный спускаемый аппарат (1999) ↓
↑ Возможность (2004)
← Настойчивость (2021)
← Феникс (2008)
Скиапарелли EDM (2016) →
← Соджорнер (1997)
Дух (2004) ↑
↓ Ровер Tianwen-1 (2021 г.)
Викинг 1 (1976) →
Викинг 2 (1976) →

Состав Марса [ править ]

Основная статья: Состав Марса

Марс - дифференцированная планета земного типа. Миссия посадочного модуля InSight предназначена для изучения глубин Марса. [7] Миссия приземлилась 26 ноября 2018 г. [8] и установит чувствительный сейсмометр, который позволит строить трехмерные структурные карты глубинных недр.

Общая физиография [ править ]

Большая часть наших текущих знаний о геологии Марса получена в результате изучения форм рельефа и особенностей рельефа ( местности ), видимых на изображениях, сделанных с орбитального космического корабля . 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, включающие вулканизм , тектонизм , воду, лед и удары , сформировали планету в глобальном масштабе.

Дихотомия полушария [ править ]

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 область Фарсиды (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 бассейном Эллады (темно-синий / фиолетовый) в нижнем левом углу. Провинция Элизиум находится в верхнем правом углу. Области к северу от границы дихотомии отображаются на обеих картах как оттенки синего.

Северное и южное полушария Марса разительно отличаются друг от друга топографией и физиографией. Эта 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, которые относятся к периоду сильной бомбардировки . 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 обновление поверхности. Третье различие между двумя полушариями заключается в толщине коры. Топографические и геофизические гравиметрические данные показывают, что кора в южных высокогорьях имеет максимальную толщину около 58 км (36 миль), тогда как кора в северных низинах имеет «пики» толщины около 32 км (20 миль). [11] [12]Расположение границы дихотомии различается 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 произведена в результате мегавоздействия или нескольких крупных столкновений в начале истории планеты (экзогенные теории) [13] [14] [15] или две, дихотомия была произведена истончением земной коры в северном полушарии за счет мантийной конвекции, опрокидывания или других химических и тепловых процессов внутри планеты (эндогенные теории). [16] [17] Одна эндогенная модель предлагает ранний эпизод тектоники плит, приводящий к более тонкой корке на севере, подобно 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 южных полярных гигантов [19] и подтвержденная открытием двенадцати полушарий [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 методом 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 [ править ]

Границу дихотомии в западном полушарии Марса пересекает массивная вулканотектоническая провинция, известная как регион Фарсиды или выступ 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 (марсианский «уровень моря»), Фарсида содержит самые высокие возвышения на планете и самые большие известные вулканы в Солнечной системе. Три огромные вулканы, Гора Аскрийская , Гора Павлина и Гора Арсия (вместе известны как Tharsis Montes ), сидеть выровнен NE-SW вдоль гребня выпуклость. Обширная Альба Монс(бывшая Альба Патера) занимает северную часть региона. Огромный щитовой вулкан Олимп-Монс находится у главного выступа на западной окраине провинции. Чрезвычайная массивность Фарсиды оказала огромное давление на литосферу планеты . В результате огромные разломы растяжения ( грабены и рифтовые долины ) расходятся наружу от Фарсиды, простираясь на полпути вокруг планеты. [26]

Меньший вулканический центр находится в нескольких тысячах километров к западу от Фарсиды в Элизиуме . Вулканический комплекс Элизиум имеет диаметр около 2000 километров и состоит из трех основных вулканов: Элизиум Монс , Гекатес Толус и Альбор Толус . Считается, что группа вулканов Элизиум несколько отличается от вулкана Фарсис-Монтес, поскольку в развитии первой участвовали как лава, так и пирокластика . [27]

Большие ударные бассейны [ править ]

На Марсе есть несколько огромных круглых ударных бассейнов. Самый большой из них - бассейн Эллады, расположенный 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 (Hellas Planitia) имеет диаметр 1800 км [28] и окружена широкой, сильно размытой кольцевой краевой структурой, характеризующейся близко расположенными изрезанными горами неправильной формы ( массивами ), которые, вероятно, представляют собой приподнятые, толкнувшиеся блоки старых до -базовая корка. [29] (См. Ансерис Монс, например.) Древние вулканические сооружения 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, при этом некоторые участки дна бассейна лежат более чем на 8 км ниже точки отсчета. [30]

Две другие крупные ударные структуры на планете - это бассейны Аргире и Исидис . 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 дугообразными грабенами ( Nili Fossae), которые расположены по окружности бассейна. Еще один большой бассейн, Утопия , полностью погребен под отложениями северных равнин. Его очертания отчетливо различимы только по данным альтиметрии. Все большие бассейны на Марсе очень старые, относящиеся ко времени последних тяжелых бомбардировок. Считается, что их возраст сопоставим по возрасту с бассейнами Имбриума и Востока на Луне.

Система экваториального каньона [ править ]

Орбитальный аппарат "Викинг" 1 изображение Валлес Маринерис.

Около 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 он был размещен на Земле, Valles Marineris охватил бы Северную Америку. [32] Местами каньоны достигают 300 км в ширину и 10 км в глубину. Долину Маринерис, которую часто сравнивают с Гранд-Каньоном Земли, совершенно иное происхождение, чем ее более крохотный, так называемый аналог на Земле. Гранд-Каньон в значительной степени является продуктом водной эрозии. Экваториальные каньоны Марса имели тектоническое происхождение, то есть образовались в основном за счет разломов. Они могли быть похожи наВосточноафриканские рифтовые долины. [33] Каньоны представляют собой поверхностное выражение мощного растяжения в марсианской коре, вероятно, из-за нагрузки от выпуклости Фарсиды. [34]

Хаотичный ландшафт и каналы оттока [ править ]

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] Вызывается хаотический рельеф местности , эти области отмечают головки огромных выпускных каналов , которые появляются в полном размере от хаотичной местности и пустой ( дебушировать ) на север , в Равнина Хриса . Наличие обтекаемых островов и других геоморфологических особенностей указывает на то, что каналы, скорее всего, образовались в результате катастрофических выбросов воды из водоносных горизонтов.или таяние подземных льдов. Однако эти особенности также могут быть сформированы обильными потоками вулканической лавы, исходящими из Фарсиды. [36] Каналы, которые включают Арес , Шалбатана , Симуд и Тиу Валлес, огромны по земным стандартам, 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 [ править ]

Основная статья: Марсианские полярные ледяные шапки

Полярные ледяные шапки - это хорошо известные телескопические элементы Марса, впервые идентифицированные Христианом Гюйгенсом в 1672 году. [38] С 1960-х годов мы знали, что сезонные шапки (те, которые наблюдаются в телескоп для сезонного увеличения и убывания), состоят из лед из диоксида углерода (CO 2 ), который конденсируется из атмосферы при понижении температуры до 148 K, точки замерзания CO 2 , в течение полярной зимы. [39] На севере лед CO 2 полностью рассеивается ( сублимируется ) летом, оставляя после себя остаточную шапку водяного (H 2 O) льда. На южном полюсе летом остается небольшая остаточная шапка льда CO 2 .

Обе остаточные ледяные шапки перекрывают толстые слоистые отложения с переслаиванием льда и пыли. На севере слоистые отложения образуют плато высотой 3 км и диаметром 1000 км, называемое Planum Boreum . Подобное плато толщиной в несколько километров, Planum Australe , находится на юге. Оба плана (латинское множественное число от planum) иногда рассматриваются как синонимы полярных ледяных шапок, но постоянный лед (видимый как высокое альбедо, белые поверхности на изображениях) формирует 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 с течением времени (см. Также циклы Миланковича). Полярные слоистые отложения - одни из самых молодых геологических единиц на Марсе.

Геологическая история [ править ]

Основная статья: Геологическая история Марса

Особенности Альбедо [ править ]

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 по центру слева - это Acidalium Planitia. Сиртис Большой - это темная область, выступающая вверх в центре справа. Обратите внимание на орографические облака над Олимпом и Элизиум-Горами (слева и справа соответственно).
Основная статья: поверхность Марса
Дополнительная информация: Классические особенности альбедо на Марсе.

На Марсе с Земли не видно топографии. Яркие области и темные отметины, видимые в телескоп, являются особенностями альбедо . Яркие, красно- охристые области - это места, где поверхность покрыта мелкой пылью. Яркие области (за исключением полярных шапок и облаков) включают Элладу, Фарсиду и Аравию-Терру . 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 заметное темное пятно, Syrtis Major Planum , находится в северном полушарии. [40] Классическая особенность альбедо, Mare Acidalium ( Acidalia Planitia), еще одна заметная темная область в северном полушарии. Третий тип областей, промежуточных по цвету и альбедо, также присутствует и, как считается, представляет области, содержащие смесь материала из светлых и темных областей. [41]

Воронки от удара [ править ]

Впервые ударные кратеры были идентифицированы на Марсе космическим кораблем « Маринер-4» 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 сверхскоростных ударов и демонстрируют прогрессию типов морфологии с увеличением размера. Марсианские кратеры диаметром менее 7 км называются простыми кратерами; они имеют форму чаши с острыми приподнятыми краями и имеют 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 диаметрах кратеров около 130 км, когда центральные вершины превращаются в концентрические кольца холмов, образуя многокольцевые бассейны . [45]

Марс имеет наибольшее разнообразие типов ударных кратеров среди всех планет Солнечной системы. [46] Это отчасти связано с тем, что наличие как каменистых, так и богатых летучими веществами слоев в недрах порождает ряд морфологий 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 внесено в каталог более 42 000 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 подповерхности 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 на Марсе есть ямочные кратеры. Кратеры центральной ямы редки на Луне, но очень часто встречаются на Марсе и ледяных спутниках внешней Солнечной системы. Большие центральные пики и обилие ямочных кратеров, вероятно, указывают на наличие приповерхностного льда во время удара. [46] К полюсу 30 градусов широты форма старых ударных кратеров округляется (« смягчается ») за счет ускорения ползучести грунта.грунтовым льдом. [49]

Наиболее заметным отличием марсианских кратеров от других кратеров Солнечной системы является наличие лопастных (псевдоожиженных) слоев 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 Юти является хорошим примером кратера от вала , который получил свое название из-за того, что кромка его борта выброса похожа на край вала. [52]

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

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

  • Изображение кратера Юти с орбитального аппарата "Викинг", на котором видны лопастные выбросы.

  • THEMIS - 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 недрах во время удара. [53] [54]

Кратер от пьедестала в четырехугольнике Амазонки, вид HiRISE .

Марсианские кратеры демонстрируют большое разнообразие состояний сохранности, от очень свежих до старых и разрушенных. Деградированные и заполненные ударные кратеры фиксируют изменения вулканической , речной и эоловой активности в течение геологического времени. [55] Кратеры на пьедестале - это кратеры, выбросы которых находятся над окружающей местностью и образуют 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 от пьедестала были впервые замечены во время Моряка.9 миссий в 1972 году. [56] [57] [58]

Дополнительная информация: Кратер от удара
Дополнительная информация: кратер ЛАРЛЕ.
Дополнительная информация: Список кратеров на Марсе.
Дополнительная информация: марсианские кратеры.
Дополнительная информация: Кратер пьедестала.
Дополнительная информация: кратер Rampart.

Вулканизм [ править ]

Основная статья: Вулканизм на Марсе
Во- первых дифракции рентгеновских лучей вид из марсианской почвы - анализ Chemin показывает полевой шпат , пироксены , оливин и более ( Любопытство ровер в « Rocknest », 17 октября 2012 года ). [59]

Вулканические структуры и формы рельефа покрывают значительную часть поверхности Марса. Самые заметные вулканы Марса расположены в Фарсиде и Элизиуме . Геологи считают, что одна из причин, по которой вулканы на Марсе смогли вырасти настолько большими, заключается в том, что на Марсе 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 года Любопытство ровера на планете Марс в « Rocknest » выполнил первую рентгенограмму анализ на марсианской почвы . Результаты анализатора CheMin марсохода показали присутствие нескольких минералов, включая полевой шпат , пироксены и оливин , и предположили, что марсианская почва в образце была похожа на «выветренную базальтовую почву » гавайских вулканов . [59] В июле 2015 года тот же марсоход обнаружил тридимит.в образце породы из кратера Гейла, что привело ученых к выводу, что кремниевый вулканизм мог играть гораздо более важную роль в вулканической истории планеты, чем считалось ранее. [63]

Седиментология [ править ]

См. Также: Вода на Марсе
Совокупность сфер диаметром около 3 мм каждая, видимая марсоходом Opportunity.

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 создавая отложения. Этот осадок был переотложен в самых разных влажных средах, в том числе в конусах выноса , извилистых каналах, дельтах , озерах и, возможно, даже в океанах. [65] [66] [67] Процессы осаждения и транспортировки связаны с гравитацией. Из-за силы тяжести, связанных с этим 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 эоловых отложений, а также в образовании и переносе широкого спектра осадочных минералов, включая глины, сульфаты и гематит . [69]

Когда поверхность была сухой, ветер был главным геоморфологическим агентом. Переносимые ветром песчаные тела, такие как мегаполисы и дюны , чрезвычайно распространены на современной поверхности Марса, и « Оппортьюнити » задокументировал большое количество эоловых песчаников на его траверсе. [70] Ventifacts , такие как Джейк Матиевич (скала) , являются еще одной эоловой формой рельефа на поверхности Марса. [71]

Широкое разнообразие других седиментологических фаций также присутствует локально на Марсе, включая ледниковые отложения , горячие источники , отложения движения сухой массы (особенно оползни ), а также криогенный и перигляциальный материал, среди многих других. [65] Доказательства существования древних рек, [72] озера, [73] [74] и дюнных полей [75] [76] были обнаружены в сохранившихся пластах марсоходами в Меридиани Планум и кратере Гейла.

Общие особенности поверхности [ править ]

Основная статья: Общие особенности поверхности Марса

Подземные воды на Марсе [ править ]

Одна группа исследователей предположила, что некоторые слои на Марсе были вызваны подземными 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 поверхностные материалы с помощью Opportunity Rover , ученые обнаружили, что грунтовые воды неоднократно поднимались и откладывали сульфаты. [69] [79] [80] [81] [82] Более поздние исследования с приборами на бортуОрбитальный аппарат Mars Reconnaissance Orbiter показал, что такие же материалы существуют на большой территории, включая Аравию. [83]

Интересные геоморфологические особенности [ править ]

Лавины [ править ]

19 февраля 2008 г. на изображениях, полученных камерой HiRISE на орбитальном аппарате Mars Reconnaissance Orbiter, была обнаружена впечатляющая лавина, 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 [ править ]

Ученые НАСА, изучающие снимки с космического корабля " Одиссей" , заметили, что могло быть семью пещерами на склонах вулкана Арсия Монс на Марсе . Входы в ямы имеют ширину от 100 до 252 метров (от 328 до 827 футов) и, как считается, 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 Дены 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] Обзор 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 микрометеороидов , ультрафиолетового излучения , солнечных вспышек и частиц высокой энергии, которые бомбардируют поверхность планеты. [88] Эти особенности могут улучшить сохранение биосигнатур в течение длительных периодов времени и сделать пещеры привлекательной целью астробиологии в поисках доказательств существования жизни за пределами Земли. [89] [90] [91]

  • Пещера на Марсе ("Жанна"), которую видит Марсианский разведывательный орбитальный аппарат .

  • HiRISE - крупный план Жанны, демонстрирующий дневное освещение восточной стены шахты.

  • THEMIS изображение входов в пещеры на Марсе.

Перевернутый рельеф [ править ]

Некоторые области Марса имеют перевернутый рельеф, где объекты, которые когда-то были впадинами, например ручьи, теперь находятся над поверхностью. Считается, что такие материалы, как большие камни, откладывались в низинах. Позднее 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 Сидар-Маунтин около Грин-Ривер, штат 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 ручьев 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, указывающих на присутствие воды в прошлом. [93]

Изображения других примеров перевернутой местности показаны ниже с различных частей Марса.

  • Перевернутые потоки возле Хувентэ Часма, как их видела Mars Global Surveyor . Эти потоки начинаются на вершине хребта, а затем сходятся вместе.

  • Перевернутый канал с множеством ответвлений в четырехугольнике Сиртиса Большой .

  • Каналы перевернутого потока в кратере Антониади , вид HiRISE . Изображение в четырехугольнике Сиртиса Большого .

  • Перевернутый канал в кратере Миямото , вид HiRISE . Изображение находится в четырехугольнике Margaritifer Sinus . Масштабная линейка имеет длину 500 метров.

Известные скалы на Марсе
Адирондак
( Дух )		Барнакл Билл
( Соджорнер )		Батерст-Инлет
( Любопытство )		Большой Джо
( Викинг )		Блок-Айленд
( возможность ) M		Отказ
( возможность )		Коронация
( любопытство )		Эль-Капитан
( возможность )
Эсперанс
( возможность )		Гоулберн
( Любопытство )		Тепловой щит
( возможность ) M		Домашняя пластина
( Дух )		Хотта
( любопытство )		Джейк Матиевич
( Любопытство )		Последний шанс
( возможность )		Ссылка
( любопытство )
Остров Макино
( возможность ) M		Мими
( Дух )		Ойлан Руайд
( возможность ) м		Горшок с золотом
( Дух )		Rocknest 3
( Любопытство )		Остров укрытия
( возможность ) M		Тинтина
( Любопытство )		Йоги
( Странник )
В таблице выше содержатся интерактивные ссылки. M = Метеорит - (
Эта коробка:
  • Посмотреть
  • говорить
  • редактировать
)

См. Также [ править ]

  • Карбонаты на Марсе
  • Химическое озеленение
  • Хлоридсодержащие отложения на Марсе
  • Состав Марса
  • Элизиум Планиция
  • Рыжая местность
  • География Марса
  • Ледники на Марсе
  • Подземные воды на Марсе
  • Гекат Толус
  • Озера на Марсе
  • Жизнь на Марсе
  • Список четырехугольников на Марсе
  • Список скал на Марсе
  • Марс Гейзер Хоппер
  • Марсианские кратеры
  • Марсианская дихотомия
  • Марсианский гейзер
  • Марсианские овраги
  • Марсианский грунт
  • Ресурсы руды на Марсе
  • Научная информация из миссии Mars Exploration Rover
  • Сезонные потоки на теплых марсианских склонах
  • Валлис
  • Вода на Марсе

Ссылки [ править ]

  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 . Проверено 11 октября 2017 года .
  4. ^ Танака, Кеннет Л .; Скиннер, Джеймс А. младший; Дом, Джеймс М .; Ирвин, Россман П., III; Колб, Эрик Дж .; Фортеццо, Кори М .; Платц, Томас; Майкл, Грегори Дж .; Заяц, Трент М. (14 июля 2014 г.). «Геологическая карта Марса - 2014» . USGS . Проверено 22 июля 2014 года .CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  5. ^ Криш, Джошуа А. (22 июля 2014). «Совершенно новый взгляд на лицо Марса» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 22 июля 2014 года .
  6. ↑ Персонал (14 июля 2014 г.). «Марс - Геологическая карта - Видео (00:56)» . USGS . Проверено 22 июля 2014 года .
  7. Рианна Чанг, Кеннет (30 апреля 2018 г.). «Марс InSight: путешествие НАСА в самые глубокие тайны Красной планеты» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 30 апреля 2018 года .
  8. Рианна Чанг, Кеннет (5 мая 2018 г.). «НАСА InSight запускает шестимесячное путешествие на Марс» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 5 мая 2018 .
  9. ^ Уоттерс, Томас R .; Макговерн, Патрик Дж .; Ирвин III, Россман П. (2007). «Обособленные полушария: дихотомия земной коры на Марсе» (PDF) . Анну. Преподобный "Планета Земля". Sci . 35 (1): 621–652 [624, 626]. Bibcode : 2007AREPS..35..621W . DOI : 10.1146 / annurev.earth.35.031306.140220 . Архивировано из оригинального (PDF) 20 июля 2011 года.
  10. Перейти ↑ Carr 2006 , pp. 78–79
  11. ^ Zuber, MT; Соломон, Южная Каролина; Филлипс, RJ; 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 . DOI : 10.1126 / science.287.5459.1788 . PMID 10710301 . 
  12. Перейти ↑ Neumann, GA (2004). «Структура земной коры Марса от силы тяжести и топографии» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 109 (E8). Bibcode : 2004JGRE..10908002N . DOI : 10.1029 / 2004JE002262 .
  13. ^ Вильгельмс, Германия; Squyres, SW (1984). «Дихотомия марсианского полушария может быть результатом гигантского удара». Природа . 309 (5964): 138–140. Bibcode : 1984Natur.309..138W . DOI : 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 . DOI : 10.1029 / GL015i003p00229 .
  15. ^ Эндрюс-Ханна, JC; и другие. (2008). «Бассейн Бореалис и происхождение дихотомии марсианской коры». Природа . 453 (7199). стр. 1212–5; см. стр. 1212. Bibcode : 2008Natur.453.1212A . DOI : 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 .... 84.7934W . DOI : 10.1029 / JB084iB14p07934 .
  17. ^ Элкинс-Тантон, Линда Т .; 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 . DOI : 10.1029 / 2005JE002480 .
  18. ^ Сон, Норман Х. (1994). «Марсианская тектоника плит». Журнал геофизических исследований . 99 (E3): 5639–5655. Bibcode : 1994JGR .... 99.5639S . DOI : 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 . DOI : 10.1002 / 2014GL062261 . ISSN 1944-8007 . 
  20. ^ Леоне, Джованни (2016-01-01). «Выравнивание вулканических образований в южном полушарии Марса, вызванное мигрирующими мантийными шлейфами». Журнал вулканологии и геотермальных исследований . 309 : 78–95. Bibcode : 2016JVGR..309 ... 78L . DOI : 10.1016 / j.jvolgeores.2015.10.028 .
  21. ^ О'Рурк, Джозеф G .; 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 . DOI : 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 ... 18W . DOI : 10.1186 / s40645-015-0041-х . ISSN 2197-4284 . 
  23. ^ Уоттерс, TR; Макговерн, Патрик Дж .; Ирвин, Р.П. (2007). «Обособленные полушария: дихотомия земной коры на Марсе». Анну. Преподобный "Планета Земля". Sci . 35 (1): 630–635. Bibcode : 2007AREPS..35..621W . DOI : 10.1146 / annurev.earth.35.031306.140220 . S2CID 129936814 . 
  24. ^ Соломон, Южная Каролина; 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 : 2005Sci ... 307.1214S . DOI : 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 . DOI : 10.1029 / JB087iB12p09755 .
  26. Перейти ↑ Carr, MH (2007). Марс: поверхность и интерьер в энциклопедии Солнечной системы, 2-е изд., McFadden, L.-A. и другие. Ред. Эльзевир: Сан-Диего, Калифорния, стр. 319
  27. ^ Cattermole, Питер Джон (2001). Марс: тайна раскрывается . Оксфорд: Издательство Оксфордского университета. п. 71. ISBN 0-19-521726-8.
  28. ^ Бойс, JM (2008) Смитсоновская книга Марса; Konecky & Konecky: Old Saybrook, Коннектикут, стр. 13.
  29. ^ Карр, MH; Сондерс, RS; Стром Р.Г. (1984). Геология планет земной группы; Отделение научно-технической информации НАСА: Вашингтон, округ Колумбия, 1984, стр. 223. http://www.lpi.usra.edu/publications/books/geologyTerraPlanets/
  30. Перейти ↑ Hartmann 2003 , pp. 70–73
  31. ^ Kargel, JS; Стром, Р.Г. (1992). «Древнее оледенение на Марсе». Геология . 20 (1): 3–7. Bibcode : 1992Geo .... 20 .... 3K . DOI : 10.1130 / 0091-7613 (1992) 020 <0003: AGOM> 2.3.CO; 2 .
  32. ^ Kargel, JS (2004) Марс: A Warmer Wetter Planet; Springer-Praxis: Лондон, стр. 52.
  33. Перейти ↑ Carr 2006 , p. 95
  34. Перейти ↑ Hartmann 2003 , p. 316
  35. Перейти ↑ Carr 2006 , p. 114
  36. ^ Леоне, Джованни (2014-05-01). «Сеть лавовых трубок как источник Labyrinthus Noctis и Valles Marineris на Марсе». Журнал вулканологии и геотермальных исследований . 277 : 1–8. Bibcode : 2014JVGR..277 .... 1L . DOI : 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. doi : 10.1038 / 35084172 . PMID 11449284 . S2CID 4431293 . Архивировано из оригинального (PDF) 20 июля 2011 года.   
  38. Перейти ↑ Sheehan, W. (1996). Планета Марс: история наблюдений и открытий; University of Arizona Press: Tucson, p. 25. http://www.uapress.arizona.edu/onlinebks/mars/contents.htm .
  39. ^ Лейтон, РБ; Мюррей, Британская Колумбия (1966). «Поведение углекислого газа и других летучих веществ на Марсе». Наука . 153 (3732): 136–144. Bibcode : 1966Sci ... 153..136L . DOI : 10.1126 / science.153.3732.136 . PMID 17831495 . S2CID 28087958 .  
  40. Перейти ↑ Carr 2006 , p. 1
  41. ^ Арвидсон, Раймонд Э .; 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 Планиция и в окрестностях Марса». J. Geophys. Res . 94 (B2): 1573–1587. Bibcode : 1989JGR .... 94.1573A . DOI : 10.1029 / JB094iB02p01573 .
  42. ^ Лейтон, РБ; Мюррей, Британская Колумбия; Sharp, RP; Аллен, JD; Слоан, РК (1965). «Маринер И.В. Фотография Марса: первые результаты». Наука . 149 (3684): 627–630. Bibcode : 1965Sci ... 149..627L . DOI : 10.1126 / science.149.3684.627 . PMID 17747569 . S2CID 43407530 .  
  43. ^ Лейтон, РБ; Горовиц, штат Нью-Хэмпшир; 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 : 1969Sci ... 166 ... 49L . DOI : 10.1126 / science.166.3901.49 . PMID 17769751 . 
  44. Перейти ↑ Pike, RJ (1980). «Формирование сложных ударных кратеров: свидетельства Марса и других планет». Икар . 43 (1): 1–19 [5]. Bibcode : 1980Icar ... 43 .... 1P . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (80) 90083-4 .
  45. Перейти ↑ Carr 2006 , pp. 24–27
  46. ^ а б Стром, Р.Г. Крофт, СК; Барлоу, Н.Г. (1992). «Марсианский рекорд по кратерам от удара» . В Киффере, HH; Якоски, БМ; Снайдер, CW; и другие. (ред.). Марс . Тусон: Университет Аризоны Press. С. 384–385. ISBN 978-0-8165-1257-7.
  47. Перейти ↑ Barlow, NG (1988). "Распределение частоты кратеров и пересмотренная марсианская относительная хронология". Икар . 75 (2): 285–305. Bibcode : 1988Icar ... 75..285B . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (88) 90006-1 .
  48. ^ Хейл, WS; Глава, JW (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 : 1986Sci ... 231..249S . DOI : 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 оригинала на 2006-09-29 . Проверено 14 мая 2007 .
  51. Перейти ↑ Hartmann 2003 , pp. 99–100
  52. ^ "Виды Марса орбитальным аппаратом викингов" . НАСА . Проверено 16 марта 2007 .
  53. ^ Бойс, Дж. М. Смитсоновская книга Марса; Konecky & Konecky: Old Saybrook, CT, 2008, стр. 203.
  54. ^ Барлоу, Нью-Джерси; 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 извержения марсианского ударного кратера» . J. Geophys. Res . 105 (E11): 26, 733–8. Bibcode : 2000JGR ... 10526733B . DOI : 10.1029 / 2000JE001258 . ЛВП : 10088/3221 .
  55. ^ Надин Барлоу. «Камни, ветер и лед» . Лунно-планетный институт . Проверено 15 марта 2007 .
  56. ^ http: //hirise.lpl.eduPSP_008508_1870 [ постоянная мертвая ссылка ]
  57. ^ Отбеливатель, Дж. И С. Сакимото. Кратеры на пьедестале, инструмент для интерпретации геологической истории и оценки скорости эрозии . LPSC
  58. ^ "Кратеры пьедестала в Утопии - Миссия Марсианской Одиссеи THEMIS" . themis.asu.edu . Проверено 29 марта 2018 года .
  59. ^ a b Браун, Дуэйн (30 октября 2012 г.). «Первые исследования почвы марсохода NASA помогают марсианским минералам по отпечаткам пальцев» . НАСА . Проверено 31 октября 2012 года .
  60. ^ Wolpert, Стюарт (9 августа 2012). «Ученый Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе открывает тектонику плит на Марсе» . Инь, Ань . UCLA. Архивировано из оригинального 14 августа 2012 года . Проверено 11 августа 2012 года .
  61. ^ "Марсианский метан показывает, что Красная планета не мертвая планета" . НАСА . Июль 2009 . Проверено 7 декабря 2010 года .
  62. ^ "Охота на молодые лавовые потоки" . Письма о геофизических исследованиях . Красная планета. 1 июня 2011 . Проверено 4 октября 2013 года .
  63. ^ Новости НАСА (22 июня 2016 г.), «Ученые НАСА обнаружили неожиданный минерал на Марсе» , НАСА СМИ , получено 23 июня 2016 г.
  64. ^ Крэддок, РА; Ховард, AD (2002). «Случай выпадения осадков на теплом влажном раннем Марсе» (PDF) . J. Geophys. Res . 107 (E11): 21-1–21-36. Bibcode : 2002JGRE..107.5111C . DOI : 10.1029 / 2001je001505 .
  65. ^ a b 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 .; Ori, GG; Хаубер, Э. (2016). «Гидрологический и осадочный анализ хорошо сохранившихся палеофлювиально-палеолакустринных систем в Моа Валлес, Марс». J. Geophys. Res. Планеты . 121 (2): 194–232. Bibcode : 2016JGRE..121..194S . DOI : 10.1002 / 2015JE004891 .
  68. ↑ Патрик Засада (2013/14): Градация внеземных речных отложений, связанных с гравитацией. - З. геол. Wiss. 41/42 (3): 167-183. Абстрактный
  69. ^ a b «Марсоход Opportunity обнаружил веские доказательства того, что планум Меридиани был мокрым» . Проверено 8 июля 2006 года .
  70. ^ SW Squyres и AH Knoll, Осадочная геология в Meridiani Planum, Марс, Эльзевир, Амстердам, ISBN 978-0-444-52250-4 (2005); перепечатано из Earth and Planetary Science Letters, Vol. 240 , № 1 (2005). 
  71. ^ Засада, P., 2013: Entstehung де Marsgesteins "Джейк Matijevic" . - Sternzeit , issue 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. DOI : 10.1111 / sed.12370 . ISSN 0037-0746 . 
  73. ^ Гротцингер, JP; Самнер, Д.Ю .; Kah, LC; Стек, К .; Gupta, S .; Эдгар, Л .; Рубин, Д .; Льюис, К .; Шибер, Дж. (24 января 2014 г.). «Жилая флювио-озерная среда в заливе Йеллоунайф, кратер Гейла, Марс». Наука . 343 (6169): 1242777. Bibcode : 2014Sci ... 343A.386G . DOI : 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. DOI : 10.1111 / sed.12318 . ЛВП : 10044/1/44405 . ISSN 0037-0746 . 
  75. ^ Hayes, AG; Grotzinger, JP; Эдгар, Луизиана; Squyres, SW; Уоттерс, Вашингтон; 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 . DOI : 10.1029 / 2010je003688 . ISSN 0148-0227 .  
  76. ^ Banham, Стивен G .; Гупта, Санджив; Рубин, Дэвид М .; Уоткинс, Джессика А .; Самнер, Dawn Y .; Эджетт, Кеннет С .; 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 . DOI : 10.1111 / sed.12469 . ISSN 0037-0746 . 
  77. ^ Эндрюс-Ханна, JC; Филлипс, RJ; Зубер, MT (2007). «План Меридиани и глобальная гидрология Марса». Природа . 446 (7132): 163–166. Bibcode : 2007Natur.446..163A . DOI : 10,1038 / природа05594 . PMID 17344848 . S2CID 4428510 .  
  78. ^ Эндрюс; Hanna, JC; Zuber, MT; Арвидсон, RE; Уайзман, С.М. (2010). «Ранняя гидрология Марса: отложения Меридиани Плайя и осадочная летопись Аравии Терра». J. Geophys. Res . 115 (E6): E06002. Bibcode : 2010JGRE..115.6002A . DOI : 10.1029 / 2009JE003485 . ЛВП : 1721,1 / 74246 .
  79. ^ Гротцингер, JP; и другие. (2005). «Стратиграфия и седиментология сухой и влажной эоловой системы осадконакопления, формация Бернс, Meridiani Planum, Марс». Планета Земля. Sci. Lett . 240 (1): 11–72. Bibcode : 2005E & PSL.240 ... 11G . DOI : 10.1016 / j.epsl.2005.09.039 .
  80. ^ McLennan, SM; и другие. (2005). «Происхождение и диагенез образования эвапоритоносных ожогов, Meridiani Planum, Марс». Планета Земля. Sci. Lett . 240 (1): 95–121. Bibcode : 2005E & PSL.240 ... 95M . DOI : 10.1016 / j.epsl.2005.09.041 .
  81. ^ Squyres, SW; Knoll, AH (2005). «Осадочные породы в Meridiani Planum: происхождение, диагенез и значение для жизни на Марсе». Планета Земля. Sci. Lett . 240 (1): 1–10. Bibcode : 2005E & PSL.240 .... 1S . DOI : 10.1016 / j.epsl.2005.09.038 .
  82. ^ Squyres, SW; и другие. (2006). «Два года в Meridiani Planum: результаты работы марсохода Opportunity» (PDF) . Наука . 313 (5792): 1403–1407. Bibcode : 2006Sci ... 313.1403S . DOI : 10.1126 / science.1130890 . PMID 16959999 . S2CID 17643218 .   
  83. ^ М. Вайзман, Дж. К. Эндрюс-Ханна, Р. Э. Арвидсон3, Дж. Ф. Мастард, К. Дж. Забруски РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ГИДРАТОВ СУЛЬФАТОВ ПО ТЕРРАМ АРАБИИ ИСПОЛЬЗОВАНИЕМ КРИЗМНЫХ ДАННЫХ: ПОСЛЕДСТВИЯ ДЛЯ МАРСКОЙ ГИДРОЛОГИИ 42-я Конференция по изучению луны и планет (2011) 2133.pdf
  84. ↑ DiscoveryChannel.ca - Марсианская лавина заснята камерой. Архивировано 12 мая 2012 года на Wayback Machine.
  85. ↑ Ринкон, Пол (17 марта 2007 г.). « „ Пятнистый Пещерные входа“на Марсе» . BBC News .
  86. ↑ Сига, Дэвид (август 2007 г.). «Странная марсианская особенность все-таки не« бездонная »пещера» . Новый ученый . Проверено 1 июля 2010 .
  87. ^ "Подростковый проект, разобранный НАСА, находит дыру в пещере Марса" . AFP. 2010-06-23 . Проверено 1 июля 2010 .
  88. ^ Томпсон, Андреа (2009-10-26). «Марсианские пещеры могут защитить микробов (или астронавтов)» . Space.com . Проверено 1 июля 2010 .
  89. ^ Подготовка к роботизированным астробиологическим миссиям в лавовых пещерах на Марсе: проект BRAILLE в Национальном памятнике «Лавовые пласты». 42-я научная ассамблея КОСПАР. Состоялось 14–22 июля 2018 г. в Пасадене, Калифорния, США. ID аннотации: F3.1-13-18.
  90. ^ Проект BRAILLE Mars . НАСА. По состоянию на 6 февраля 2019 г.
  91. ^ Марсианские пещеры как кандидаты в особые регионы: симуляция в ANSYS Fluent о том, каковы пещеры на Марсе и в каких условиях они будут считаться особыми регионами. Патрик Олссон. Студенческая диссертация. Технологический университет Лулео. DiVA, идентификатор: diva2: 1250576. 2018.
  92. ^ "HiRISE | Инвертированные каналы к северу от Juventae Chasma (PSP_006770_1760)" . Hirise.lpl.arizona.edu . Проверено 16 января 2012 .
  93. ^ Ньюсом, Хортон E .; Lanza, Nina L .; Ollila, Ann M .; Wiseman, Sandra M .; Roush, Ted L .; Marzo, Giuseppe A .; Tornabene, Livio L .; Окубо, Крис Х .; и другие. (2010). «Отложения в перевернутом русле на дне кратера Миямото, Марс». Икар . 205 (1): 64–72. Bibcode : 2010Icar..205 ... 64N . DOI : 10.1016 / j.icarus.2009.03.030 .

Библиография [ править ]

  • Карр, Майкл (2006). Поверхность Марса . Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета. ISBN 0-521-87201-4.
  • Хартманн, В. (2003). Путеводитель по Марсу: Таинственные пейзажи Красной планеты . Нью-Йорк: Издательство Уоркмена. ISBN 978-0-7611-2606-5.

Внешние ссылки [ править ]

  • Марс - Геологическая карта ( Геологическая служба США , 2014 г.) ( исходное / кадрирование / полное / видео (00:56) ).
  • Марс - Геологическая карта ( Геологическая служба США , 1978).
  • Анимированные полеты над Марсом на высоте 100 метров
  • Космический комплекс на Марсе (Syria Planum и Sinai Planum)
  • Представляет хорошие изображения, расстояния и высоты / НАСА