Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Кобыла Acidalium quadrangle
USGS-Mars-MC-4-MareAcidaliumRegion-mola.png
Карта четырехугольника Mare Acidalium по данным Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA). Самые высокие отметки - красные, а самые низкие - синие.
Координаты47 ° 30'N 30 ° 00'W / 47.5 ° N 30 ° W / 47,5; -30 Координаты : 47.5 ° N 30 ° W47 ° 30'N 30 ° 00'W /  / 47,5; -30
Изображение четырехугольника Mare Acidalium (MC-4). Хорошо видны большие кратеры Ломоносов (крайний справа вверху) и Куновский (вверху справа). Знаменитое «лицо» Марса находится в районе Cydonia Mensae (справа внизу).

Четырехугольник Mare Acidalium является одним из серии 30 четырехугольный карты Марса используется Геологическая служба США (USGS) программа исследований астрогеологии . Четырехугольник расположен в северо-восточной части западного полушария Марса и охватывает от 300 ° до 360 ° восточной долготы (от 0 ° до 60 ° западной долготы) и от 30 ° до 65 ° северной широты. Четырехугольник использует конформную коническую проекцию Ламберта в номинальном масштабе 1: 5 000 000 (1: 5M). Четырехугольник Mare Acidalium также упоминается как MC-4 (Mars Chart-4). [1]

Южная и северная границы четырехугольника имеют ширину примерно 3065 км и 1500 км соответственно. Расстояние с севера на юг составляет около 2050 км (немного меньше, чем длина Гренландии). [2] Четырехугольник занимает площадь примерно 4,9 миллиона квадратных километров, или чуть более 3% площади поверхности Марса. [3] Большая часть области, называемой Acidalia Planitia, находится в четырехугольнике Acidalium. Части Tempe Terra , Arabia Terra и Chryse Planitia также находятся в этом четырехугольнике.

В этой области много ярких пятен на темном фоне, которые могут быть грязевыми вулканами. Есть также несколько оврагов, которые, как полагают, образовались относительно недавними потоками жидкой воды. [4]

Происхождение имени [ править ]

Mare Acidalium (Ацидалийское море) - это название телескопического объекта альбедо, расположенного под 45 ° северной широты и 330 ° восточной долготы на Марсе. Объект был назван в честь колодца или фонтана в Беотии, Греция. Согласно классической традиции, это место, где купались Венера и Грации. [5] Название было одобрено Международным астрономическим союзом (МАС) в 1958 году. [6]

Основные статьи: Классические особенности альбедо на Марсе и планетная номенклатура § Марс

Физиография и геология [ править ]

В четырехугольнике есть много интересных особенностей, включая овраги и возможные береговые линии древнего северного океана. Некоторые участки густо наслоены. Граница между южным нагорьем и северной низменностью проходит через Маре Ацидалиум. [7] « Лицо на Марсе », представляющее большой интерес для широкой публики, расположено около 40,8 градуса северной широты и 9,6 градуса западной долготы, в области под названием Кидония. Когда Mars Global Surveyor исследовал его с высоким разрешением, лицо оказалось просто размытым холмом. [8] Mare Acidalium содержит систему каньонов Касей Валлес . Эта огромная система в некоторых местах имеет ширину 300 миль - Гранд-Каньон Земли имеет ширину всего 18 миль. [9]

Овраги [ править ]

На изображении Acidalia Colles ниже HiRISE показаны овраги в северном полушарии. На крутых склонах встречаются овраги, особенно кратеры. Считается, что овраги относительно молоды, потому что у них мало кратеров или вообще нет, и они лежат на вершинах песчаных дюн, которые сами по себе еще молодые. Обычно в каждом овраге есть ниша, канал и фартук. Хотя для их объяснения было выдвинуто много идей, наиболее популярными являются жидкая вода, поступающая из водоносного горизонта или оставшаяся от старых ледников . [4]

  • Acidalia Colles Gullies и другие особенности, как их видит HiRISE . Масштабная линейка имеет длину 1000 метров.

  • Контекст для следующего изображения кратера Бамберг . Поле показывает, откуда взялось следующее изображение. Это CTX-изображение с орбитального аппарата Mars Reconnaissance Orbiter.

  • Овраги и массовый поток материала, как это видно на HiRISE в рамках программы HiWish . На следующих двух изображениях овраги увеличены. Расположение - кратер Бамберг.

  • Крупный план некоторых оврагов, как их видит HiRISE в рамках программы HiWish

  • Крупный план другого оврага на том же снимке HiRISE. Снимок сделан в программе HiWish.

  • Овраги глазами HiRISE в рамках программы HiWish

  • Овраги в кратере, вид HiRISE по программе HiWish

  • Крупный план оврагов в кратере с предыдущего изображения. Изображение снято HiRISE в рамках программы HiWish.

  • Овраги на стене кратера, видимые HiRISE в рамках программы HiWish. Местоположение - четырехугольник Mare Acidalium.

  • Крупный план каналов оврагов, как их видит HiRISE в программе HiWish. На этом изображении показано множество обтекаемых форм и несколько скамеек вдоль канала. Эти особенности предполагают образование под действием проточной воды. Скамейки обычно образуются, когда уровень воды немного понижается и остается на этом уровне какое-то время. Снимок сделан с помощью HiRISE в программе HiWish. Расположение - четырехугольник Mare Acidalium. Обратите внимание, что это увеличение предыдущего изображения.

  • Овраги глазами HiRISE в рамках программы HiWish

  • Овраги глазами HiRISE в рамках программы HiWish

Есть доказательства для обеих теорий. Большинство головок ниш оврагов расположены на одном уровне, как и следовало ожидать от водоносного горизонта. Различные измерения и расчеты показывают, что жидкая вода могла существовать в водоносном горизонте на обычных глубинах, где начинаются овраги. [10]Один из вариантов этой модели состоит в том, что поднимающаяся горячая магма могла растопить лед в земле и заставить воду течь в водоносные горизонты. Водоносные горизонты - это слои, которые позволяют воде течь. Они могут состоять из пористого песчаника. Этот слой будет располагаться поверх другого слоя, который предотвращает стекание воды (в геологических терминах он будет назван непроницаемым). Захваченная вода может течь только в горизонтальном направлении. Затем вода может вытекать на поверхность, когда водоносный горизонт достигает разлома, как стена кратера. Водоносные горизонты довольно распространены на Земле. Хороший пример - «Плачущая скала» в национальном парке Зайон, штат Юта . [11]

С другой стороны, есть доказательства альтернативной теории, потому что большая часть поверхности Марса покрыта толстой гладкой мантией, которая, как считается, представляет собой смесь льда и пыли. Эта богатая льдом мантия толщиной в несколько ярдов сглаживает землю, но местами имеет неровную текстуру, напоминающую поверхность баскетбольного мяча. При определенных условиях лед может таять и стекать по склонам, образуя овраги. Поскольку на этой мантии мало кратеров, она относительно молода. Прекрасный вид на эту мантию можно увидеть на снимке края кратера Птолемея , увиденном HiRISE .

Изменения орбиты и наклона Марса вызывают значительные изменения в распределении водяного льда от полярных регионов до широт, эквивалентных Техасу. В определенные климатические периоды водяной пар покидает полярный лед и попадает в атмосферу. В более низких широтах вода возвращается на землю в виде отложений изморози или снега, обильно смешанных с пылью. Атмосфера Марса содержит много мелких частиц пыли. Водяной пар конденсируется на частицах, затем более тяжелые частицы с водяным покрытием падают и накапливаются на земле. Когда лед в верхней части покровного слоя возвращается в атмосферу, он оставляет после себя пыль, которая изолирует оставшийся лед. [12]

Полигональный узорчатый грунт [ править ]

Основная статья: полигональный узорчатый грунт

Полигональный узорчатый грунт довольно распространен в некоторых регионах Марса. [13] [14] [15] [16] [17] [18] [19] Обычно считается, что это вызвано сублимацией льда из-под земли. Сублимация - это прямое превращение твердого льда в газ. Это похоже на то, что происходит с сухим льдом на Земле. Места на Марсе с многоугольной поверхностью могут указывать на то, где будущие колонисты могут найти водяной лед. Узорчатые формы почвы в слое мантии, называемом зависящей от широты мантией , падали с неба, когда климат был другим. [20] [21] [22] [23]

  • Крупный план оврагов в кратере, видны плигоны, получившие название «оврагов». Изображение получено HiRISE в рамках программы HiWish.

  • Крупный план ниши с оврагами, показывающий «овраги» (полигональный узор на земле возле оврагов), как его видит HiRISE в программе HiWish. Обратите внимание, что это увеличенное изображение предыдущего изображения.

  • Крупный план ниши с оврагами, показывающий «овраги» (полигональный узор на земле возле оврагов), как его видит HiRISE в программе HiWish. Обратите внимание, что это увеличенное изображение предыдущего изображения.

Кратеры [ править ]

Кратеры от удара обычно имеют ободок с выбросами вокруг них, в отличие от вулканических кратеров обычно не имеют ободка или отложений выбросов. [24] Иногда кратеры отображают слои. Поскольку столкновение, в результате которого образуется кратер, похоже на мощный взрыв, камни из глубоких подземелий выбрасываются на поверхность. Следовательно, кратеры могут показать нам, что находится глубоко под поверхностью.

  • Дно кратера Куновски , как его видит HiRISE. Масштабная линейка имеет длину 500 метров.

  • Кратер Боунстелл , вид HiRISE. Длина шкалы - 1000 метров.

  • Кратер Арандас , вид HiRISE. Нажмите на изображение, чтобы лучше рассмотреть Северную и Южную стены, а также центральные холмы. Длина шкалы - 1000 метров.

  • Эксгумированный кратер в Маре Ацидалиум, как это видно из Mars Global Surveyor.

  • Группа кратеров, которые могли упасть на поверхность одновременно после разрушения астероида. Если бы кратеры образовались в разное время, они бы стерли часть других. Фотография сделана HiRISE в программе HiWish. Изображение находится в Терра Киммерия .

  • Кратер с выбросом, видимый HiRISE в программе HiWish. В рамке показана увеличенная область на следующем изображении.

  • Увеличенный вид выброса кратера, показывающий канал с отложением на конце, как это видно с HiRISE в рамках программы HiWish.

  • Крупный план поверхности вблизи выброса кратера, полученный HiRISE в рамках программы HiWish. Растаявший лед из грунтовых вод мог образовать небольшой канал.

  • Стенка кратера, покрытая гладкой мантией, как видно на HiRISE по программе HiWish

  • Кратер с ямами на дне, вид HiRISE по программе HiWish

Грязевые вулканы [ править ]

На больших участках Mare Acidalium видны яркие пятна на темном фоне. Было высказано предположение, что это грязевые вулканы. [25] [26] [27] На карту нанесено более 18 000 таких объектов, средний диаметр которых составляет около 800 метров. [28] Mare Acidalium получал большое количество грязи и жидкости из каналов оттока, поэтому там могло скопиться столько грязи. Было обнаружено, что светлые холмы содержат кристаллические оксиды железа. Грязевой вулканизм здесь может иметь очень большое значение, поскольку могли быть созданы долгоживущие каналы для восходящих подземных вод. Это могли быть места обитания микроорганизмов. [29] Грязевые вулканы могли доставить образцы из глубоких зон, которые, следовательно, могли быть взяты роботами. [30] В статье в «Икар» сообщается об исследовании этих возможных грязевых вулканов. Авторы сравнивают эти марсианские особенности с грязевыми вулканами, обнаруженными на Земле. Это исследование с использованием изображений HiRISE и данных CRISM подтверждает идею о том, что эти объекты действительно являются грязевыми вулканами. Нанофазные минералы железа и гидратированные минералы, обнаруженные с помощью компактного разведывательного спектрометра Марса (CRISM), показывают, что вода участвовала в формировании этих возможных марсианских грязевых вулканов. [31]

  • Кратеры с белыми центрами в Mare Acidalium. Песчаные дюны видны на низких участках изображения. Некоторые из особенностей могут быть грязевыми вулканами. Снимок сделан Mars Global Surveyor в рамках программы MOC Public Targeting Program .

  • Грязевые вулканы у края выброса ближайшего кратера, как это было видно с HiRISE в рамках программы HiWish.

  • Большое поле конусов, которые могут быть грязевыми вулканами, как это видно из HiRISE в рамках программы HiWish

  • Крупный план возможных грязевых вулканов, видимых HiRISE в программе HiWish Примечание: это увеличенное изображение предыдущего изображения.

  • Возможный грязевой вулкан, вид HiRISE в рамках программы HiWish

  • Линия возможных грязевых вулканов глазами HiRISE по программе HiWish

  • Грязевые вулканы глазами HiRISE в рамках программы HiWish

  • Широкий обзор поля грязевых вулканов, как его видит HiRISE в рамках программы HiWish

  • Крупным планом вид на грязевые вулканы, как их видит HiRISE в рамках программы HiWish

  • Крупным планом вид грязевых вулканов и валунов, как это видно из HiRISE в рамках программы HiWish

  • Крупным планом вид на валуны возле грязевых вулканов, как их видит HiRISE в рамках программы HiWish. Валуны могут быть из верхнего слоя. Грязь грязевого вулкана не содержит валунов, только мелкозернистый материал.

  • Близкий вид грязевых вулканов на Земле. Местоположение - Гобустан, Азербайджан.

Каналы в районе Idaeus Fossae [ править ]

В Idaeus Fossae протекает речная система длиной 300 км. Он вырезан в высокогорье Idaeus Fossae и возник в результате таяния льда на земле после столкновения с астероидом. Датирование определило, что активность воды наступила после того, как большая часть активности воды закончилась на границе между Ноевым и Гесперианским периодами. Озера и веерообразные отложения образовались проточной водой в этой системе, когда она стекала на восток в кратер Либерта и образовывала отложения в дельте. Часть дренажного пути - долина Моа. [32] [33]

  • Меандр и отсечка потока, как видит HiRISE в программе HiWish. Это часть крупной дренажной системы в районе Идеус Фоссае.

  • Висячая долина, как ее видит HiRISE в рамках программы HiWish. Возможно, когда-то это был водопад.

  • Висячая долина, которая когда-то могла быть водопадом, глазами HiRISE в рамках программы HiWish

Каналы [ править ]

Существует огромное количество свидетельств того, что когда-то вода текла в долинах рек на Марсе. [34] [35] Изображения изогнутых каналов были замечены на изображениях с марсианского космического корабля, сделанных в начале семидесятых годов с орбитального аппарата Mariner 9 . [36] [37] [38] [39] Действительно, в исследовании, опубликованном в июне 2017 года, было подсчитано, что объем воды, необходимый для прорезания всех каналов на Марсе, был даже больше, чем предполагаемый океан, который мог иметь планета. Вероятно, вода многократно перерабатывалась из океана в ливень вокруг Марса. [40] [41]

Основная статья: Сети долины (Марс)
Основная статья: Каналы оттока

  • Склодовская (марсианский кратер) , вид с камеры CTX ( Марсианский разведывательный орбитальный аппарат ). Вдоль размытого южного края видны небольшие каналы.

  • Каналы в кратере Склодовской, видимые камерой CTX (на Марсовом орбитальном аппарате). Примечание: это увеличенное изображение предыдущего изображения.

  • Каналы в кратере Склодовской, видимые HiRISE в рамках программы HiWish.

  • Каналы, как их видит HiRISE в программе HiWish

  • Каналы, как их видит HiRISE в программе HiWish

  • Каналы, как их видит HiRISE в программе HiWish

  • Сеть каналов с точки зрения HiRISE в программе HiWish

Океан [ править ]

Многие исследователи предполагают, что когда-то на севере Марса был большой океан. [42] [43] [44] [45] [46] [47] [48] Много доказательств существования этого океана было собрано за несколько десятилетий. Новые свидетельства были опубликованы в мае 2016 года. Большая группа ученых описала, как часть поверхности четырехугольника Исмениус Лак была изменена двумя цунами.. Цунами были вызваны ударами астероидов в океан. Оба считались достаточно сильными, чтобы образовать кратеры диаметром 30 км. Первое цунами подняло и унесло валуны размером с машину или небольшой дом. Обратный поток от волны сформировал каналы путем перестановки валунов. Вторая пришла, когда океан был на 300 м ниже. На втором было много льда, брошенного в долины. Расчеты показывают, что средняя высота волн была бы 50 м, но высота колебалась бы от 10 м до 120 м. Численное моделирование показывает, что в этой конкретной части океана каждые 30 миллионов лет будут образовываться два ударных кратера размером 30 км в диаметре. Подразумевается, что великий северный океан мог существовать миллионы лет.Одним из аргументов против океана было отсутствие особенностей береговой линии. Эти особенности, возможно, были смыты этими цунами. Части Марса, изучаемые в этом исследовании:Крис Планиция и северо-западная Аравия Терра . Эти цунами затронули некоторые поверхности в четырехугольнике Ismenius Lacus и в четырехугольнике Mare Acidalium. [49] [50] [51] [52]

Основная статья: гипотеза марсианского океана

Пинго [ править ]

Считается, что пинго присутствуют на Марсе. Это насыпи, в которых есть трещины. Эти конкретные трещины, очевидно, были вызваны чем-то, выходящим из-под хрупкой поверхности Марса. Ледяные линзы, образовавшиеся в результате скопления льда под поверхностью, возможно, создали эти холмы с трещинами. Лед менее плотный, чем скала, поэтому закопанный лед поднимался и толкался вверх по поверхности, создавая трещины. Аналогичный процесс создает холмы аналогичного размера в арктической тундре на Земле, которые известны как пинго (инуитское слово). [53] Они содержат чистый водяной лед, поэтому они станут отличным источником воды для будущих колонистов на Марсе.

  • Стрелки указывают на возможные пинго, которые HiRISE видит в программе HiWish. Пинго содержат ядро ​​из чистого льда.

Трещина [ править ]

  • Трещины, видимые HiRISE в рамках программы HiWish. Считается, что в конечном итоге эти трещины превратятся в каньоны, потому что лед на земле исчезнет в тонкой марсианской атмосфере, а оставшаяся пыль будет унесена ветром.

  • Широкий обзор трещиноватой земли, как это видит HiRISE в программе HiWish На поверхности Марса образуются трещины, которые затем превращаются в большие трещины.

  • Крупным планом вид переломов с предыдущего изображения, как видно HiRISE в программе HiWish

  • Трещины на дне кратера, видимые HiRISE в программе HiWish

  • Крупным планом вид трещин на дне кратера, видимый HiRISE в рамках программы HiWish

  • Группа трещин глазами HiRISE в программе HiWish

  • Крупным планом вид трещин разного размера, видимый HiRISE в программе HiWish. Лед исчезает вдоль поверхностей трещин и увеличивает трещины. Обратите внимание, что маленькие кратеры не имеют очень больших ободков; они могут быть просто ямами.

  • Крупным планом вид трещин разного размера, видимый HiRISE в программе HiWish. Лед исчезает вдоль поверхностей трещин и увеличивает трещины.

  • Трещины вокруг кратера, видимые HiRISE в программе HiWish

Слои [ править ]

Камень можно разделить на слои разными способами. Вулканы, ветер или вода могут образовывать слои [54]. Слои могут укрепляться под действием грунтовых вод. Марсианские грунтовые воды, вероятно, переместились на сотни километров и при этом растворили многие минералы из породы, через которую прошли. Когда грунтовые воды покрывают низкие участки, содержащие отложения, вода испаряется в разреженной атмосфере и оставляет после себя минералы в виде отложений и / или вяжущих веществ. Следовательно, слои пыли не могли позже легко разрушиться, поскольку они были скреплены вместе.

Основная статья: Подземные воды на Марсе § Многослойный рельеф

,

  • Слои в мезе, видимые HiRISE в программе HiWish

  • Крупным планом слои в мезе, как их видит HiRISE в программе HiWish

  • Слои и небольшие кратеры, видимые HiRISE в программе HiWish Слои увеличены на следующем изображении.

  • Слои, видимые HiRISE в программе HiWish

  • Крупным планом слои в желобе, видимые HiRISE в программе HiWish

  • Многослойная меза, видимая HiRISE в программе HiWish

Другие особенности ландшафта в четырехугольнике Mare Acidalium [ править ]

  • Утес в системе Касей Валлес , глазами HiRISE .

  • Увеличение скалы в системе Kasei Valles на предыдущем изображении, показывающее валуны и их следы, как их видит HiRISE. Нажмите на изображение, чтобы увидеть валун размером всего 2,2 ярда (меньше спальни).

  • Изображение CTX, показывающее контекст для следующего изображения неисправности.

  • Крупный план возможного разлома в Mare Acidalium, полученный HiRISE в рамках программы HiWish . Вокруг кратера нарисован круг, чтобы показать, что он может отклониться из-за движения разлома. Многие другие неисправности находятся в регионе.

  • Вентилятор с каналами на поверхности, вид HiRISE в программе HiWish

  • Образец овальных ямок в этом месте неизвестного происхождения, виденный HiRISE в рамках программы HiWish

  • Кратер с очень маленьким ободком, видимый HiRISE в программе HiWish

  • Поле мелких ямок, видимое HiRISE по программе HiWish

Другие четырехугольники Марса [ править ]

Интерактивная карта Марса [ 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 ссылкиИнтерактивная карта изображения в глобальной топографии Марса . 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 Laser Global Surveyor NASA . Белые и коричневые цвета указывают на самые высокие высоты (От +12 до +8 км ); затем следуют розовые и красные (От +8 до +3 км ); желтый это0 км ; зеленые и синие - более низкие высоты (до−8 км ). Оси - широта и долгота ; Отмечены полярные регионы .
(См. Также: карта марсоходов и карта памяти Марса ) ( просмотреть • обсудить )


См. Также [ править ]

  • Климат Марса
  • HiRISE
  • HiWish
  • Кратер от удара
  • Список четырехугольников на Марсе
  • Марсианские овраги
  • Грязевой вулкан
  • Пинго
  • Полигональный узорчатый грунт
  • Вода на Марсе

Ссылки [ править ]

  1. ^ Дэвис, Мэн; Батсон, РМ; Ву, ГНЦ «Геодезия и картография» в Киффере, штат Джорджия; Якоски, БМ; Снайдер, CW; Мэтьюз, MS, Eds. Марс. Издательство Университета Аризоны: Тусон, 1992.
  2. ^ Расстояния рассчитаны с помощью инструмента измерения мирового ветра НАСА. http://worldwind.arc.nasa.gov/ .
  3. ^ Аппроксимировано объединением широтных полос площадью R ^ 2 (L1-L2) (cos (A) dA) от 30 ° до 65 ° широты; где R = 3889 км, A - широта, а углы выражены в радианах. См. Https://stackoverflow.com/questions/1340223/calculating-area-enclosed-by-arbitrary-polygon-on-earths-surface .
  4. ^ a b Heldmann, J .; Меллон, М. (2004). «Наблюдения марсианских оврагов и ограничения потенциальных механизмов образования. 2004» . Икар . 168 (2): 285–304. Bibcode : 2004Icar..168..285H . DOI : 10.1016 / j.icarus.2003.11.024 .
  5. ^ Blunck, J. 1982. Марс и его спутники. Экспозиция Пресса. Смиттаун, штат Нью-Йорк
  6. ^ Географический справочник США по планетарной номенклатуре. Марс. http://planetarynames.wr.usgs.gov/ .
  7. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_010354_2165
  8. ^ http://mars.jpl.nasa.gov/mgs/msss/camera/images/moc_5_24_01/face/index.html
  9. ^ http://hiroc.lpl.arizona.edu/images/PSP/diafotizo.php?ID=PSP_001640_2125
  10. ^ Heldmann, J .; Меллон, М. (2004). «Наблюдения за марсианскими оврагами и ограничения потенциальных механизмов образования» . Икар . 168 (2): 285–304. Bibcode : 2004Icar..168..285H . DOI : 10.1016 / j.icarus.2003.11.024 .
  11. ^ Харрис, А. и Э. Таттл. 1990. Геология национальных парков. Кендалл / Хант Издательская Компания. Дубьюк, Айова
  12. ^ MLA НАСА / Лаборатория реактивного движения (2003, 18 декабря). Марс может выйти из ледникового периода. ScienceDaily. Получено 19 февраля 2009 г. ссайта https://www.sciencedaily.com/releases/2003/12/031218075443.htmAds с сайта GoogleAdvertise.
  13. ^ http://www.diss.fu-berlin.de/diss/servlets/MCRFileNodeServlet/FUDISS_derivate_000000003198/16_ColdClimateLandforms-13-utopia.pdf?hosts=
  14. ^ Костама, В.-П .; Креславский, Голова (2006). «Современная высокоширотная ледяная мантия на северных равнинах Марса: характеристики и возраст размещения». Geophys. Res. Lett . 33 (11): L11201. Bibcode : 2006GeoRL..3311201K . DOI : 10.1029 / 2006GL025946 .
  15. ^ Малин, М .; Эджетт, К. (2001). "Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: межпланетный рейс через основную миссию" . J. Geophys. Res . 106 (E10): 23429–23540. Полномочный код : 2001JGR ... 10623429M . DOI : 10.1029 / 2000je001455 .
  16. ^ Милликен, R .; и другие. (2003). «Особенности вязкого течения на поверхности Марса: наблюдения по изображениям с высокого разрешения Mars Orbiter Camera (MOC)». J. Geophys. Res . 108 (E6): 5057. Bibcode : 2003JGRE..108.5057M . DOI : 10.1029 / 2002JE002005 .
  17. Перейти ↑ Mangold, N (2005). «Высокоширотные узоры на Марсе: классификация, распространение и климатический контроль». Икар . 174 (2): 336–359. Bibcode : 2005Icar..174..336M . DOI : 10.1016 / j.icarus.2004.07.030 .
  18. ^ Креславский, М., руководитель Дж 2000. Километры масштаба шероховатости на Марсе: Результаты анализа данных MOLA. J. Geophys. Res. 105 (E11), 26695–26712.
  19. ^ Seibert, N .; Каргель, Дж. (2001). «Мелкомасштабный марсианский полигональный ландшафт: последствия для жидкой поверхностной воды» . Geophys. Res. Lett . 28 (5): 899–902. Bibcode : 2001GeoRL..28..899S . DOI : 10.1029 / 2000gl012093 .
  20. Перейти ↑ Hecht, M (2002). «Метастабильность воды на Марсе». Икар . 156 (2): 373–386. Bibcode : 2002Icar..156..373H . DOI : 10.1006 / icar.2001.6794 .
  21. ^ Горчица, J .; и другие. (2001). «Свидетельства недавнего изменения климата на Марсе по выявлению молодых приповерхностных льдов». Природа . 412 (6845): 411–414. Bibcode : 2001Natur.412..411M . DOI : 10.1038 / 35086515 . PMID 11473309 . S2CID 4409161 .  
  22. ^ Креславский, MA, Head, JW, 2002. Современная поверхностная мантия на Марсе в высоких широтах: новые результаты исследований MOLA и MOC. Европейское геофизическое общество XXVII, Ницца.
  23. ^ Глава, JW; Горчица, JF; Креславский, М.А. Милликен, RE; Марчант, DR (2003). «Недавние ледниковые периоды на Марсе». Природа . 426 (6968): 797–802. Bibcode : 2003Natur.426..797H . DOI : 10,1038 / природа02114 . PMID 14685228 . S2CID 2355534 .  
  24. ↑ Хью Х. Киффер (1992). Марс . Университет Аризоны Press. ISBN 978-0-8165-1257-7. Проверено 7 марта 2011 года .
  25. ^ Фарранд, W .; и другие. (2005). «Ямчатые конусы и купола на Марсе: наблюдения в Acidalia Planitia и Cydonia Mensae с использованием данных MOC, THEMIS и TES» . J. Geophys. Res . 110 : 14. DOI : 10,1029 / 2004JE002297 .
  26. ^ Танака, К .; и другие. (2003). «Обновленная история северных равнин Марса на основе геологического картирования данных Mars Global Surveyor» . J. Geophys. Res . 108 . DOI : 10.1029 / 2002JE001908 .
  27. ^ Гротцингер, Дж. И Р. Милликен (ред.) 2012. Осадочная геология Марса. SEPM
  28. ^ Oehler, Д. и К. Аллен. 2010. Свидетельства широко распространенного грязевого вулканизма в Ацидалии, Марс. Икар: 208. 636-657.
  29. ^ Komatsu, G., et al. 2014. АСТРОБИОЛОГИЧЕСКИЙ ПОТЕНЦИАЛ ГРЯЗЕВОГО ВУЛКАНИЗМА НА МАРСЕ. 45-я Конференция по изучению луны и планет (2014 г.). 1085.pdf
  30. ^ Oehler, D; Аллен, К. (2011). «Свидетельства всепроникающего грязевого вулканизма в Ацидалии, Марс». Икар . 208 (2): 636–657. Bibcode : 2010Icar..208..636O . DOI : 10.1016 / j.icarus.2010.03.031 .
  31. ^ Komatsu, G., et al. 2016. Небольшие постройки на Крисе Планиция, Марс: оценка гипотезы грязевого вулкана. Икар: 268, 56-75.
  32. ^ Салезе, Ф .; Di Achille, F .; и другие. (2016). «Гидрологический и осадочный анализ хорошо сохранившихся флювиально-палеолакустринных систем в Моа Валлес, Марс». J. Geophys. Res. Планеты . 121 (2): 194–232. Bibcode : 2016JGRE..121..194S . DOI : 10.1002 / 2015JE004891 .
  33. ^ Salese, Ф. Г. Ди Акилле, Г. Ori. 2015. СЕДИМЕНТОЛОГИЯ РЕЧНОЙ СИСТЕМЫ С СЕРИЕЙ ПЛОТНЫХ ПАЛЕОЛАКОВ В ИДЕЙ ФОССАЕ, МАРС. 46-я Конференция по изучению Луны и планет 2296.pdf
  34. ^ Бейкер, V .; и другие. (2015). «Флювиальная геоморфология земных поверхностей планет: обзор» . Геоморфология . 245 : 149–182. DOI : 10.1016 / j.geomorph.2015.05.002 . PMC 5701759 . PMID 29176917 .  
  35. Перейти ↑ Carr, M. 1996. Water on Mars. Oxford Univ. Нажмите.
  36. ^ Бейкер, В. 1982. Каналы Марса. Univ. of Tex. Press, Остин, Техас
  37. ^ Бейкер, V .; Strom, R .; Гулик, В .; Kargel, J .; Komatsu, G .; Кале, В. (1991). «Древние океаны, ледяные щиты и гидрологический цикл на Марсе». Природа . 352 (6336): 589–594. Bibcode : 1991Natur.352..589B . DOI : 10.1038 / 352589a0 . S2CID 4321529 . 
  38. Перейти ↑ Carr, M (1979). «Формирование характеристик марсианского наводнения за счет сброса воды из замкнутых водоносных горизонтов». J. Geophys. Res . 84 : 2995–300. Bibcode : 1979JGR .... 84.2995C . DOI : 10,1029 / jb084ib06p02995 .
  39. Перейти ↑ Komar, P (1979). «Сравнение гидравлики водных потоков в марсианских каналах оттока с потоками аналогичного масштаба на Земле». Икар . 37 (1): 156–181. Bibcode : 1979Icar ... 37..156K . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (79) 90123-4 .
  40. ^ http://spaceref.com/mars/how-much-water-was-needed-to-carve-valleys-on-mars.html
  41. ^ Луо, Вт .; и другие. (2017). «Оценка объема сети новой марсианской долины согласуется с древним океаном и теплым и влажным климатом» . Nature Communications . 8 : 15766. Bibcode : 2017NatCo ... 815766L . DOI : 10.1038 / ncomms15766 . PMC 5465386 . PMID 28580943 .  
  42. ^ Паркер, Тимоти Дж .; Gorsline, Donn S .; Сондерс, Р. Стивен; Pieri, David C .; Шнеебергер, Дейл М. (1993). «Прибрежная геоморфология северных марсианских равнин». Журнал геофизических исследований . 98 (E6): 11061. Bibcode : 1993JGR .... 9811061P . DOI : 10.1029 / 93je00618 .
  43. ^ Fairén, Альберто G .; Дом, Джеймс М .; Бейкер, Виктор Р .; Де Пабло, Мигель А .; Руис, Хавьер; Феррис, Джастин К .; Андерсон, Роберт С. (2003). «Эпизодические наводнения северных равнин Марса» (PDF) . Икар . 165 (1): 53–67. Bibcode : 2003Icar..165 ... 53F . DOI : 10.1016 / s0019-1035 (03) 00144-1 .
  44. ^ Глава III, JW (1999). «Возможные древние океаны на Марсе: свидетельства из данных лазерного альтиметра орбитального аппарата Марса». Наука . 286 (5447): 2134–2137. Bibcode : 1999Sci ... 286.2134H . DOI : 10.1126 / science.286.5447.2134 . PMID 10591640 . 
  45. ^ Паркер, Тимоти Дж .; Стивен Сондерс, R .; Шнеебергер, Дейл М. (1989). «Переходная морфология в West Deuteronilus Mensae, Марс: последствия для модификации границы низменности / возвышенности». Икар . 82 (1): 111–145. Bibcode : 1989Icar ... 82..111P . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (89) 90027-4 .
  46. ^ Карр, Майкл Х. (2003). «Океаны на Марсе: оценка данных наблюдений и возможная судьба». Журнал геофизических исследований . 108 (E5): 5042. Bibcode : 2003JGRE..108.5042C . DOI : 10.1029 / 2002JE001963 .
  47. ^ Креславский, Михаил А .; Голова, Джеймс У. (2002). «Судьба стоков из каналов оттока в северных низинах Марса: формация Vastitas Borealis как остатки сублимации из замороженных прудовых водоемов» . Журнал геофизических исследований: планеты . 107 (E12): 4–1–4–25. Bibcode : 2002JGRE..107.5121K . DOI : 10.1029 / 2001JE001831 .
  48. ^ Клиффорд, С. (2001). «Эволюция марсианской гидросферы: последствия для судьбы первозданного океана и современного состояния северных равнин». Икар . 154 (1): 40–79. Bibcode : 2001Icar..154 ... 40C . DOI : 10.1006 / icar.2001.6671 .
  49. ^ "Доказательства древнего цунами на Марсе раскрывают жизненный потенциал" (пресс-релиз). 20 мая 2016 года.
  50. ^ Родригес, Дж. Алексис П .; Fairén, Alberto G .; Tanaka, Kenneth L .; Заррока, Марио; Линарес, Рохелио; Платц, Томас; Комацу, Горо; Миямото, Хидеаки; Kargel, Jeffrey S .; Ян, Цзяньго; Гулик, Вирджиния; Хигучи, Кана; Бейкер, Виктор Р .; Глинес, Натали (2016). «Волны цунами сильно всплыли на береговой линии раннего марсианского океана» . Научные отчеты . 6 : 25106. Bibcode : 2016NatSR ... 625106R . DOI : 10.1038 / srep25106 . PMC 4872529 . PMID 27196957 .  
  51. ^ Родригес, Дж. Алексис П .; Fairén, Alberto G .; Tanaka, Kenneth L .; Заррока, Марио; Линарес, Рохелио; Платц, Томас; Комацу, Горо; Миямото, Хидеаки; Kargel, Jeffrey S .; Ян, Цзяньго; Гулик, Вирджиния; Хигучи, Кана; Бейкер, Виктор Р .; Глинес, Натали (2016). «Волны цунами сильно всплыли на береговой линии раннего марсианского океана» . Научные отчеты . 6 : 25106. Bibcode : 2016NatSR ... 625106R . DOI : 10.1038 / srep25106 . PMC 4872529 . PMID 27196957 .  
  52. ^ «Древние свидетельства цунами на Марсе раскрывают жизненный потенциал» . 19 мая 2016 года.
  53. ^ http://www.uahirise.org/ESP_046359_1250
  54. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu?PSP_008437_1750
  55. ^ Мортон, Оливер (2002). Картографирование Марса: наука, воображение и рождение мира . Нью-Йорк: Пикадор США. п. 98. ISBN 0-312-24551-3.
  56. ^ "Интернет-Атлас Марса" . Ralphaeschliman.com . Проверено 16 декабря 2012 года .
  57. ^ "PIA03467: Широкоугольная карта Марса MGS MOC" . Фотожурнал. НАСА / Лаборатория реактивного движения. 16 февраля 2002 . Проверено 16 декабря 2012 года .
vтеЧетырехугольники на Марсе
MC-01 Mare Boreum
(особенности)
MC-02 Diacria
(особенности)		MC-03 Аркадия
(особенности)		MC-04 Acidalium
(особенности)		MC-05 Исмениус Лакус
(особенности)		MC-06 Casius
(особенности)		MC-07 Cebrenia
(особенности)
MC-08 Amazonis
(особенности)		MC-09 Tharsis
(особенности)		MC-10 Lunae Palus
(характеристики)		MC-11 Oxia Palus
(особенности)		МС-12 Аравия
(характеристики)		MC-13 Syrtis Major
(особенности)		MC-14 Amenthes
(особенности)		MC-15 Elysium
(особенности)
MC-16 Memnonia
(особенности)		MC-17 Phoenicis Lacus
(особенности)		MC-18 Coprates
(особенности)		MC-19 Margaritifer Sinus
(особенности)		MC-20 Sinus Sabaeus
(особенности)		MC-21 Iapygia
(особенности)		MC-22 Mare Tyrrhenum
(особенности)		MC-23 Aeolis
(особенности)
MC-24 Phaethontis
(характеристики)		MC-25 Thaumasia
(особенности)		MC-26 Argyre
(характеристики)		MC-27 Noachis
(особенности)		МС-28 Эллада
(особенности)		МС-29 Эридания
(особенности)
MC-30 Mare Australe
(характеристики)