Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Четырехугольник фаэтонтиса
USGS-Mars-MC-24-PhaethontisRegion-mola.png
Карта четырехугольника Фаэтонтиса по данным Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA). Самые высокие отметки - красные, а самые низкие - синие.
Координаты47 ° 30' ю.ш. 150 ° 00'з.д. / 47.5 ° S 150 ° W / -47,5; -150 Координаты : 47.5 ° S 150 ° W47 ° 30' ю.ш. 150 ° 00'з.д. /  / -47,5; -150
Изображение Четырехугольника Фаэтонтиса (MC-24). В регионе преобладают высокогорья, покрытые кратерами, и низменности, образующие относительно гладкие равнины.

Четырехугольник Phaethontis является одним из серии 30 четырехугольный карты Марса используется Геологическая служба США (USGS) программа исследований астрогеологии . Четырехугольник Фаэтонтиса также упоминается как MC-24 (Марсианская карта-24). [1]

Название происходит от Фаэтона , сына Гелиоса . [2]

Четырехугольник Фаэтонтиса находится между 30 ° и 65 ° южной широты и 120 ° и 180 ° западной долготы на Марсе . В этом диапазоне широт были обнаружены многочисленные овраги. В этом четырехугольнике находится старинная особенность этой местности, называемая Terra Sirenum ; Орбитальный аппарат Mars Reconnaissance Orbiter обнаружил там железо-магниевые смектиты. [3] Часть этого четырехугольника содержит так называемые отложения Электриса , залежь толщиной 100–200 метров (330–660 футов). Он светлый и кажется слабым из-за небольшого количества валунов. [4] Среди группы крупных кратеров есть кратер Маринер , впервые обнаруженный судном Маринер IV.Летом 1965 года он был назван в честь этого космического корабля. [5] [ страница нуждалась ] Низкая площадь в Terra Sirenum Считается , что когда - то провела озеро , которое в конечном итоге осушенных через маадите . [6] [7] [8] [ необходима страница ] Российский зонд " Марс-3" приземлился в четырехугольнике Фаэтонтиса на 44,9 ° ю.ш. и 160,1 ° з.д. в декабре 1971 года. Он приземлился со скоростью 75 км в час, но выжил, согласно радио 20 секунд сигнала, затем он отключился. Его сообщение появилось как пустой экран. [9] [ необходима страница ]

Марсианские овраги [ править ]

Основная статья: Марсианские овраги

В четырехугольнике Фаэтонтиса расположено множество оврагов, которые могут быть вызваны недавним течением воды. Некоторые из них найдены в Хаосе Горгонум [10] [11] и во многих кратерах рядом с большими кратерами Коперник и Ньютон (марсианский кратер) . [12] [13] Овраги встречаются на крутых склонах, особенно на стенках кратеров. Считается, что овраги относительно молоды, потому что в них мало кратеров или они вообще отсутствуют. Более того, они лежат на песчаных дюнах, которые сами по себе считаются довольно молодыми. Обычно в каждом овраге есть ниша, канал и фартук. Некоторые исследования показали, что овраги возникают на склонах, обращенных во все стороны [14].другие обнаружили, что большее количество оврагов находится на склонах, обращенных к полюсу, особенно на 30-44 ю.ш. [15]

Хотя для их объяснения было выдвинуто множество идей [16], наиболее популярными являются жидкая вода, поступающая из водоносного горизонта , от таяния у подножия старых ледников или от таяния льда на земле, когда климат был более теплым. [17] [18] Из-за высокой вероятности того, что жидкая вода была причастна к их образованию и что они могли быть очень молодыми, ученые взволнованы. Может быть, нам стоит отправиться в овраги, чтобы найти жизнь.

Есть доказательства для всех трех 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 водоносных горизонтах на обычных глубинах, где начинаются овраги. [17] Одним из вариантов этой модели является то, что поднимающаяся горячая магмамог растопить лед в земле и вызвать перетекание воды в водоносные горизонты. Водоносные горизонты - это слой, который позволяет воде течь. Они могут состоять из пористого песчаника. Слой водоносного горизонта будет располагаться поверх другого слоя, который предотвращает стекание воды (в геологических терминах он будет называться непроницаемым). Поскольку вода в водоносном горизонте не может опускаться, единственное направление, в котором может течь захваченная вода, - это горизонтальное. В конце концов, вода может вытечь на поверхность, когда водоносный горизонт достигнет разлома - как стена кратера. Возникающий в результате поток воды может разрушить стену и образовать овраги. [19] Водоносные горизонты довольно распространены на Земле. Хороший пример - «Плачущая скала» в национальном парке Зайон, штат Юта . [20]

Что касается следующей теории, большая часть поверхности Марса покрыта толстой гладкой мантией, которая, как считается, представляет собой смесь льда и пыли. [21] [22] [23] Эта покрытая льдом мантия толщиной в несколько ярдов сглаживает землю, но местами имеет неровную текстуру, напоминающую поверхность баскетбольного мяча. Мантия может быть похожа на ледник, и при определенных условиях лед, который смешивается с мантией, может таять, стекать по склонам и образовывать овраги. [24] [25] Поскольку на этой мантии мало кратеров, она относительно молода. Прекрасный вид этой мантии показан ниже на изображении края кратера Птолемея, как это видно с HiRISE . [26] Богатая льдом мантия может быть результатом климатических изменений.[27] Изменения орбиты и наклона Марса вызывают значительные изменения в распределении водяного льда от полярных регионов до широт, эквивалентных Техасу. В определенные климатические периоды водяной пар покидает полярный лед и попадает в атмосферу. В более низких широтах вода возвращается на землю в виде отложений изморози или снега, обильно смешанных с пылью. Атмосфера Марса содержит много мелких частиц пыли. Водяной пар конденсируется на частицах, а затем падает на землю из-за дополнительного веса водяного покрытия. Когда Марс находится на самом большом наклоне или наклонении, до 2 см льда может быть удалено из летней ледяной шапки и отложено в средних широтах. Это движение воды может длиться несколько тысяч лет и создать слой снега толщиной до 10 метров. [28] [29]Когда лед в верхней части покровного слоя возвращается в атмосферу, он оставляет после себя пыль, которая изолирует оставшийся лед. [30] Измерения высоты и уклона оврагов подтверждают идею о том, что снежные покровы или ледники связаны с оврагами. На более крутых склонах больше тени, чтобы сохранить снег. [15] На более высоких высотах гораздо меньше оврагов, потому что лед имеет тенденцию сублимироваться больше в разреженном воздухе на большей высоте. [31]

Третья теория может быть возможной, поскольку климатических изменений может быть достаточно, чтобы просто позволить льду в земле растаять и, таким образом, образовать овраги. Во время более теплого климата первые несколько метров земли могут оттаять и образовывать «селевые потоки», подобные тем, которые существуют на сухом и холодном восточном побережье Гренландии. [32] Поскольку овраги возникают на крутых склонах, требуется лишь небольшое уменьшение прочности на сдвиг частиц грунта, чтобы начать поток. Достаточно небольшого количества жидкой воды из талого грунтового льда. [33] [34] Расчеты показывают, что треть миллиметра стока может производиться каждый день в течение 50 дней каждого марсианского года даже в текущих условиях. [35]

  • Депозит Electris, как видит HiRISE Депозит Electris на изображении светлый и гладкий, в отличие от грубых материалов, представленных ниже. Расположение - четырехугольник Фаэтонтиса.

  • Слои светлых отложений Electris, видимые HiRISE на марсианском разведывательном орбитальном аппарате. Слева видны овраги.

  • Горгонум Хаос, увиденный марсианским орбитальным аппаратом HiRISE . Изображение шириной около 4 км.

  • Группа оврагов на северной стене кратера, лежащего к западу от кратера Ньютон (41,3047 градуса южной широты, 192,89 градуса восточной долготы). Снимок сделан с помощью Mars Global Surveyor в рамках программы MOC Public Targeting Program .

  • Стена кратера внутри кратера Маринер, показывающая большую группу оврагов, как это было видно с HiRISE.

  • Обод кратера Птолемея , вид HiRISE. Нажмите на изображение, чтобы увидеть прекрасный вид на мантийные отложения.

  • Овраги. Обратите внимание на то, как каналы изгибаются вокруг препятствий с точки зрения HiRISE.

  • Овраги с ветвями, глазами HiRISE.

  • Группа глубоких оврагов глазами HiRISE.

  • CTX-изображение следующего изображения, показывающее широкий обзор местности. Поскольку холм изолирован, развитие водоносного горизонта будет затруднено. Прямоугольник показывает примерное расположение следующего изображения.

  • Ущелье на холме, как его видит Mars Global Surveyor в рамках программы общественного нацеливания MOC . Изображения оврагов на изолированных пиках, подобных этой, трудно объяснить теорией воды, поступающей из водоносных горизонтов, потому что водоносные горизонты нуждаются в больших площадях для сбора.

  • Другой вид на предыдущий овраг на кургане. Это с HiRISE по программе HiWish . Этот вид показывает большую часть перрона и два связанных с ним старых ледника. Все, что осталось от ледников, - это конечные морены.

  • Контекстное изображение MOLA для серии из трех изображений оврагов в желобе и близлежащего кратера.

  • Овраги в желобе и ближайший кратер, полученные HiRISE в рамках программы HiWish . Масштабная линейка имеет длину 500 метров.

  • Крупный план оврагов в кратере, полученный HiRISE в рамках программы HiWish.

  • Крупный план оврагов в желобе, вид HiRISE в рамках программы HiWish. Это некоторые из небольших оврагов, видимых на Марсе.

  • Овраги возле кратера Ньютона, видимые аппаратом HiRISE в рамках программы HiWish . Обозначено место, где был старый ледник.

  • Снимок HiRISE, сделанный по программе HiWish, оврагов в кратере в Terra Sirenum .

  • Овраги с остатками бывшего ледника в кратере в Terra Sirenum , сделанные HiRISE в рамках программы HiWish.

  • Овраги возле кратера Ньютона, видимые аппаратом HiRISE в рамках программы HiWish.

  • Овраги в кратере в Terra Sirenum , сделанные HiRISE в рамках программы HiWish.

  • Крупный план оврага, показывающий несколько каналов и узорчатую поверхность, как это видно на HiRISE в рамках программы HiWish

  • Овраги на двух уровнях стены кратера, видимые HiRISE в рамках программы HiWish. Овраги на двух уровнях предполагают, что они не были образованы водоносным горизонтом, как предполагалось вначале. Расположение - четырехугольник Фаэтонтиса.

  • Изображение оврагов с обозначением основных частей. Основные части марсианского оврага - это ниша, канал и фартук. Поскольку на этом овраге нет кратеров, считается, что он довольно молодой. Снимок сделан HiRISE в программе HiWish. Расположение - четырехугольник Фаэтонтиса.

  • Крупный план выступов оврагов показывает, что на них нет кратеров; следовательно, очень молодой. Расположение - четырехугольник Фаэтонтиса. Снимок сделан HiRISE в программе HiWish.

  • Овраги в кратере, видимые HiRISE по программе HiWish. Расположение - четырехугольник Фаэтонтиса.

  • Крупным планом - овраги в кратере, показывающие каналы в более крупных долинах и кривые в каналах. Эти характеристики предполагают, что они были созданы проточной водой. Примечание: это увеличение предыдущего изображения HiRISE в программе HiWish. Расположение - четырехугольник Фаэтонтиса.

  • Крупный план сети оврагов с разветвленными каналами и кривыми; эти характеристики предполагают создание жидкостью. Примечание: это увеличение предыдущего широкого обзора оврагов в кратере, полученного HiRISE в рамках программы HiWish. Расположение - четырехугольник Фаэтонтиса.

Связанные особенности оврагов [ править ]

Иногда рядом с оврагами появляются другие особенности. В основании некоторых оврагов могут быть впадины или изогнутые гребни. Это получили название «лопатчатые впадины». Эти впадины образуются после исчезновения ледникового покрова. В определенных климатических условиях на крутых стенах часто образуются ледники. Когда климат меняется, лед в ледниках сублимируется в тонкой марсианской атмосфере. Сублимация - это когда вещество переходит непосредственно из твердого состояния в газообразное. Сухой лед на Земле делает это. Поэтому, когда лед у основания крутой стены сублимируется, возникает депрессия. Кроме того, большее количество льда сверху будет иметь тенденцию стекать вниз. Этот поток будет растягивать поверхностные каменистые обломки, образуя поперечные трещины. Такие образования получили название «рельеф для стиральных досок», потому что они напоминают старомодные стиральные доски.[36] Части оврагов и некоторые связанные с ними элементы оврагов показаны ниже на изображениях HiRISE.

  • Широкий вид кратера, показывающий овраги и другие детали, как это видно с HiRISE

  • Крупным планом вид кратера с надписью «лопатчатая впадина» и другие детали, как это видно с HiRISE. Примечание: это увеличенное изображение предыдущего изображения. [36]

  • Крупным планом вид кратера, помеченного «рельефом стиральной доски», и других деталей, как их видит HiRISE. Примечание: это увеличенное изображение предыдущего изображения. Рельеф стиральной доски был сформирован перед фартуком оврага, так как фартук оврага пересекает местность стиральной доски. [36]

Язычковые ледники [ править ]

  • Ледник в форме языка, увиденный HiRISE в рамках программы HiWish. Расположение - четырехугольник Фаэтонтиса.

  • Широкий вид на несколько язычковых ледников на стене кратера, видимый HiRISE в рамках программы HiWish. Ледники бывают разных размеров и лежат на разных уровнях. Некоторые из них значительно увеличены на следующих рисунках.

  • Крупный план устьев двух ледников с предыдущего изображения, полученный HiRISE в рамках программы HiWish. Они находятся в левом нижнем углу предыдущего изображения.

  • Крупный план небольших ледников с предыдущего изображения, полученный HiRISE в рамках программы HiWish. Кажется, что некоторые из этих ледников только начинают формироваться.

  • Крупный план края одного из ледников в нижней части широкого обзора с предыдущего изображения. Снимок был сделан HiRISE в рамках программы HiWish.

Возможные пинго [ править ]

Видимые здесь радиальные и концентрические трещины являются обычным явлением, когда силы проникают через хрупкий слой, например камень, брошенный через стеклянное окно. Эти конкретные трещины, вероятно, были созданы чем-то, выходящим из-под хрупкой поверхности Марса. Лед мог скопиться под поверхностью в форме линзы; таким образом создавая эти потрескавшиеся насыпи. Лед, будучи менее плотным, чем скала, толкался вверх по поверхности и создавал эти похожие на паутину узоры. Подобный процесс создает холмы аналогичного размера в арктической тундре на Земле. Такие особенности называются «пинго», на инуитском языке. [37] Пинго будут содержать чистый водяной лед; таким образом, они могли быть источниками воды для будущих колонистов Марса.

  • Возможный пинго, как его видит HiRISE в программе HiWish

  • Возможные пинго со шкалой, как видит HiRISE в программе HiWish

  • Крупным планом вид возможного пинго со шкалой, как его видит HiRISE в программе HiWish

  • Пример игры в пинго на Земле. На Земле лед, вызвавший пинго, растает и заполнит трещины водой; на Марсе лед превратится в газ в тонкой марсианской атмосфере.

Концентрическая заливка кратера [ править ]

Считается, что концентрическая насыпь кратера, такая как лопастные выступы обломков и линейчатая насыпь долин , богата льдом. [38] Основываясь на точных топографических измерениях высоты в различных точках этих кратеров и расчетах глубины кратеров на основе их диаметров, считается, что кратеры на 80% заполнены в основном льдом. [39] [40] [41] [42] То есть они содержат сотни метров материала, который, вероятно, состоит из льда с несколькими десятками метров поверхностного мусора. [43] [44] Лед, скопившийся в кратере из-за снегопада в предыдущих климатических условиях. [45] [46] [47] Недавнее моделирование предполагает, что концентрическое заполнение кратера развивается в течение многих циклов, в течение которых снег выпадает, а затем перемещается в кратер. Оказавшись внутри кратера, тень и пыль сохраняют снег. Снег меняется на лед. Множество концентрических линий образовано многочисленными циклами накопления снега. Обычно снег накапливается, когда осевой наклон достигает 35 градусов. [48]

  • Кратер с концентрическим заполнением кратера , видимый CTX ( Марсианский разведывательный орбитальный аппарат ). Расположение - четырехугольник Фаэтонтиса.

  • Крупный план заполнения концентрического кратера, полученный HiRISE в рамках программы HiWish. Примечание: это увеличенное изображение концентрического кратера в увеличенном масштабе. Расположение - четырехугольник Фаэтонтиса.

  • Широкий вид концентрической засыпки кратера, как видно на CTX

  • Концентрическая заливка кратера, как видно на HiRISE в рамках программы HiWish

  • Крупным планом, цветной вид концентрической заливки кратера, как видно на HiRISE в программе HiWish

Магнитные полосы и тектоника плит [ править ]

Mars Global Surveyor (MGS) обнаружил магнитные полосы в корке Марса, особенно в Phaethontis и четырехугольниках Eridania ( Terra Киммерия и Terra Sirenum ). [49] [ требуется страница ] [50] [ необходима страница ] Магнитометр на MGS обнаружил полосы намагниченной коры шириной 100 км, идущие примерно параллельно на расстояние до 2000 км. Эти полосы чередуются по полярности: северный магнитный полюс одной направлен вверх от поверхности, а северный магнитный полюс другой направлен вниз. [51] [ необходима страница ]Когда аналогичные полосы были обнаружены на Земле в 1960-х годах, они были восприняты как свидетельство тектоники плит . Исследователи полагают, что эти магнитные полосы на Марсе свидетельствуют о коротком раннем периоде тектонической активности плит. Когда камни стали твердыми, они сохранили магнетизм, существовавший в то время. Считается, что магнитное поле планеты вызывается движением жидкости под поверхностью. [52] [53] [54]Однако есть некоторые различия между магнитными полосами на Земле и на Марсе. Марсианские полосы шире, намагничены гораздо сильнее и не выходят за пределы зоны спрединга средней коры. Поскольку возраст области, содержащей магнитные полосы, составляет около 4 миллиардов лет, считается, что глобальное магнитное поле, вероятно, длилось только первые несколько сотен миллионов лет жизни Марса, когда температура расплавленного железа в ядре планеты могла иметь был достаточно высоким, чтобы смешать его с магнитным динамо. Вблизи больших ударных бассейнов, таких как Эллада, нет магнитных полей. Удар от удара мог стереть остаточную намагниченность в породе. Таким образом, магнетизм, вызванный ранним движением жидкости в ядре, не мог бы существовать после ударов. [55]

Когда расплавленная порода, содержащая магнитный материал, такой как гематит (Fe 2 O 3 ), охлаждается и затвердевает в присутствии магнитного поля, она намагничивается и принимает полярность фонового поля. Этот магнетизм теряется только в том случае, если порода впоследствии нагревается выше определенной температуры (точка Кюри, которая составляет 770 ° C для железа). Магнетизм, оставшийся в горных породах, является записью магнитного поля при затвердевании породы. [56]

  • Глобальная карта магнитных аномалий. Большие кратеры и вулканы выделены темно-зеленым цветом. Сплошная линия представляет границу дихотомии.

Хлоридные отложения [ править ]

Используя данные Mars Global Surveyor , Mars Odyssey и Mars Reconnaissance Orbiter , ученые обнаружили обширные залежи хлоридных минералов. На рисунке ниже показаны некоторые месторождения в четырехугольнике Фаэтонтиса. Данные свидетельствуют о том, что отложения образовались в результате испарения обогащенных минералами вод. Исследования показывают, что озера могли быть разбросаны по большим участкам поверхности Марса. Обычно хлориды выходят из раствора последними. Перед ними должны выпадать карбонаты , сульфаты и кремнезем . Марсоходы обнаружили сульфаты и кремнеземна поверхности. В местах с хлоридными минералами когда-то жили различные формы жизни. Кроме того, на таких территориях должны сохраняться следы древней жизни. [57]

Основываясь на отложениях хлоридов и гидратированных филлосиликатах, Альфонсо Давила и другие считают, что в Terra Sirenum есть древнее дно озера, площадью 30 000 км 2 (12 000 квадратных миль) и глубиной 200 метров (660 футов). Другое свидетельство, подтверждающее это озеро, - это нормальные и перевернутые каналы, подобные тем, что находятся в пустыне Атакама . [58]

  • Свидетельства наличия воды из хлоридных отложений в Фаэтонтисе. Картинка из HiRISE.

Ямки [ править ]

Четырехугольник Элизиума является домом для больших впадин (длинных узких впадин), называемых ямками на географическом языке, используемом для Марса. Желоба образуются, когда корка растягивается до разрыва. Растяжение может быть связано с большим весом расположенного поблизости вулкана. Кратеры ямок / ям обычны около вулканов в системе вулканов Фарсида и Элизиум. [59]

Основная статья: Фосса (геология)

  • Икария Фоссае Грабен, глазами HiRISE. Нажмите на изображение, чтобы лучше рассмотреть следы пыльного дьявола .

  • Слои Sirenum Fossae , вид HiRISE. Масштабная линейка имеет длину 500 метров.

  • Ямы в желобах, вид HiRISE в рамках программы HiWish

Странные поверхности [ править ]

  • Поверхность дна кратера, видимая HiRISE в программе HiWish.

  • Поверхность дна кратера с деталями изображения, сделанного с помощью HiRISE в программе HiWish. Это может быть переход от одного типа конструкции к другому, возможно, из-за эрозии.

  • Поверхность с большими пустотами неизвестного происхождения, видимая HiRISE в программе HiWish.

  • Крупный план поверхности с большими впадинами, видимый HiRISE в программе HiWish.

Кратеры [ править ]

Кратер Коперника

Плотность ударных кратеров используется для определения возраста поверхности Марса и других тел Солнечной системы. [60] Чем старше поверхность, тем больше кратеров. Формы кратеров могут указывать на наличие грунтового льда.

Изображение MOLA, показывающее взаимосвязь между кратерами Райта, Киллера и Трамплера. Цвета указывают высоту.
Восточная сторона кратера Гиппарха , как видно камерой CTX (на орбитальном аппарате Mars Reconnaissance Orbiter).
Западная сторона кратера Нансена , как видно камерой CTX (Марсианский разведывательный орбитальный аппарат).

Область вокруг кратеров может быть богата минералами. На Марсе тепло от удара тает лед на земле. Вода из тающего льда растворяет минералы, а затем откладывает их в трещинах или разломах, образовавшихся в результате удара. Этот процесс, называемый гидротермальным изменением, является основным способом производства рудных месторождений. Область вокруг марсианских кратеров может быть богата полезными рудами для будущей колонизации Марса. [61] Исследования на Земле документально подтвердили, что образуются трещины и что в трещинах откладываются жилы вторичных минералов. [62] [63] [64] На изображениях со спутников, вращающихся вокруг Марса, были обнаружены трещины возле ударных кратеров. [65] Во время ударов выделяется большое количество тепла. Для охлаждения области вокруг места сильного удара могут потребоваться сотни тысяч лет. [66] [67] [68] Многие кратеры когда-то содержали озера. [69] [70] [71] Поскольку на дне некоторых кратеров видны дельты, мы знаем, что вода должна была присутствовать какое-то время. На Марсе замечены десятки дельт. [72] Дельты образуются, когда наносы смываются из ручья, входящего в тихий водоем. На формирование дельты требуется немного времени, поэтому наличие дельты вызывает восхищение; это означает, что вода была там какое-то время, может, много лет. В таких озерах могли развиться примитивные организмы; следовательно, некоторые кратеры могут быть главными целями для поиска доказательств существования жизни на Красной планете.[73]

Список кратеров [ править ]

Ниже приводится список кратеров в четырехугольнике. Центральное расположение кратера представляет собой четырехугольник, кратеры, центральное расположение которых находится в другом четырехугольнике, перечислены по восточной, западной, северной или южной части.

ИмяМесто расположенияДиаметрГод утверждения
Avire40 ° 49' ю.ш. 159 ° 46'з.д. / 40,82 ° ю. Ш. 159,76 ° з. / -40,82; -159,766.85 км2008 г.
Белев
Bunnik
Кларк
Коперник48 ° 48 'ю.ш. 168 ° 48' з.д. / 48,8 ° ю.ш.168,8 ° з. / -48,8; -168,8300 км1973
Крест 1Южная часть
Дечу42 ° 15' ю.ш. 157 ° 59'з.д. / 42,25 ° ю.ш.157,99 ° з. / -42,25; -157,9922 км2018 г.
Докучаев
Дункасса
Евдокс44 ° 54' ю.ш. 147 ° 30'з.д. / 44,9 ° ю.ш.147,5 ° з. / -44,9; -147,598 км1973
Галап
Хенбери
Хасси
Камник
Киллер61 ° 00 'ю.ш. 151 ° 18' з.д. / 61 ° ю. Ш. 151,3 ° з. / -61; -151,395 км1973
Ковальский 1Южная часть297 км 11973
Койпер57°24′S 157°18′W / 57,4 ° ю.ш.157,3 ° з. / -57.4; -157.387 км1973
Лангтанг
Ли Фань47°12′S 153°12′W / 47,2 ° ю.ш. 153,2 ° з. / -47.2; -153.2104,8 км1973
Лю Синь53°36′S 171°36′W / 53,6 ° ю.ш.171,6 ° з. / -53.6; -171.6138 км1973
Magelhaens32°22′S 194°41′W / 32,36 ° ю.ш. 194,68 ° з.д. / -32.36; -194.68105 км
Моряк35°06′S 164°30′W / 35,1 ° ю.ш.164,5 ° з. / -35.1; -164.5170 км1967
Миллман
Нансен50°18′S 140°36′W / 50,3 ° ю.ш.140,6 ° з. / -50.3; -140.682 км1967
Наруко
Ньютон40°48′S 158°06′W / 40,8 ° ю.ш.158,1 ° з. / -40.8; -158.1298 км1973
Никеро
Nordenskiöld
Паликир41°34′S 158°52′W / 41,57 ° ю. Ш. 158,86 ° з. / -41.57; -158.8615.57 км2011 г.
Пикеринг1973
Птолемей48°13′S 157°36′W / 48,21 ° ю.ш. 157,6 ° з. / -48.21; -157.6164 км1973
Реутов
Selevac
Ситра
Taltal
Триоле
Трамплер
Тютарам2013
Очень49°36′S 177°06′W / 49,6 ° ю.ш.177,1 ° з. / -49.6; -177.1114,8 км1973
Райт58°54′S 151°00′W / 58,9 ° ю.ш. 151 ° з. / -58.9; -151113,7 км1973
Ярен

1 Частично расположена в четырехугольнике, а другая часть находится в другом четырехугольнике вместе с диаметром кратера.

  • Меса в кратере, видимая HiRISE по программе HiWish.

  • Слои в мантии, видимые HiRISE в программе HiWish.

Линейные гребневые сети [ править ]

Линейные сети гребней встречаются в различных местах на Марсе внутри кратеров и вокруг них. [74] Гребни часто выглядят как в основном прямые сегменты, которые пересекаются по типу решетки. Они сотни метров в длину, десятки метров в высоту и несколько метров в ширину. Считается, что в результате ударов на поверхности образовались трещины, которые позже стали каналами для жидкостей. Жидкости цементировали конструкции. Со временем окружающий материал размывался, оставляя за собой твердые гребни. Поскольку гребни встречаются в местах с глиной, эти образования могут служить маркером для глины, для образования которой требуется вода. [75] [76] [77] Вода здесь могла поддерживать прошлую жизнь в этих местах. Глина может также сохранить окаменелости или другие следы прошлой жизни.

  • Линейные гребневые сети с точки зрения HiRISE в рамках программы HiWish

  • Крупный план сетей линейных гребней из предыдущего изображения, как видно из HiRISE в программе HiWish

  • Линейные гребневые сети с точки зрения HiRISE в рамках программы HiWish

  • Линейные гребневые сети с точки зрения HiRISE в рамках программы HiWish

Дюны [ править ]

Песчаные дюны были найдены во многих местах на Марсе. Наличие дюн показывает, что на планете есть ветреная атмосфера, поскольку дюнам нужен ветер, чтобы накапливать песок. Большинство дюн на Марсе черные из-за выветривания базальта вулканических пород . [78] [79] Черный песок можно найти на Земле, на Гавайях и на некоторых тропических островах в южной части Тихого океана. [80] Песок обычен на Марсе из-за старости поверхности, которая позволила камням превратиться в песок. Наблюдалось, что дюны на Марсе перемещаются на много метров. [81] [82]Некоторые дюны движутся. В этом процессе песок движется вверх с наветренной стороны, а затем падает с подветренной стороны дюны, таким образом заставляя дюну уходить на подветренную сторону (или поверхность скольжения). [83] При увеличении изображений на поверхности некоторых дюн на Марсе появляется рябь. [84] Это вызвано тем, что песчинки катятся и отскакивают от наветренной поверхности дюны. Отскакивающие зерна имеют тенденцию приземляться на наветренной стороне каждой ряби. Зерна не отскакивают очень высоко, поэтому их не нужно много, чтобы их остановить.

  • Дюны в Ньютоне (марсианский кратер) , вид HiRISE по программе HiWish

  • Крупным планом вид дюн в кратере Ньютона, видимый HiRISE в рамках программы HiWish

  • Крупным планом вид дюн в кратере Ньютона, видимый HiRISE в рамках программы HiWish

  • Крупным планом вид дюн в кратере Ньютона с рябью на поверхности, полученный с помощью HiRISE в рамках программы HiWish.

Мантия [ править ]

Большая часть поверхности Марса покрыта толстым слоем мантии, богатым льдом, который в прошлом несколько раз падал с неба. [85] [86] [87] В некоторых местах мантии видны несколько слоев. [88]

Основная статья: мантия, зависящая от широты

  • Тейдер Валлес глазами ТЕМИСЫ . Гладкий материал в каналах может быть мантией в виде грязного снега.

  • Изображение HiRISE, показывающее гладкую мантию, покрывающую части кратера в четырехугольнике Фаэтонтиса. По внешнему краю кратера мантия представлена ​​слоями. Это говорит о том, что в прошлом мантия откладывалась несколько раз. Снимок сделан с помощью HiRISE в программе HiWish. На следующем изображении слои увеличены.

  • Увеличение предыдущего изображения слоев мантии. Видны четыре-пять слоев. Расположение - четырехугольник Фаэтонтиса.

  • Поверхность, показывающая внешний вид с покрытием мантии и без него, как это было видно HiRISE в рамках программы HiWish. Местоположение - Terra Sirenum в четырехугольнике Phaethontis.

  • Внешний вид поверхности с мантией и без нее, по оценке HiRISE, в рамках программы HiWish

  • Атлантида Хаос в бассейне Атлантиды , как ее видит HiRISE. Нажмите на изображение, чтобы увидеть покрытие мантии и возможные овраги. Два изображения являются разными частями исходного изображения. У них разные масштабы.

Каналы [ править ]

Существует огромное количество свидетельств того, что когда-то вода текла в долинах рек на Марсе. [89] [90] Изображения изогнутых каналов были замечены на изображениях с марсианского космического корабля, сделанных в начале семидесятых с орбитального аппарата Mariner 9 . [91] [92] [93] [94] 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. [95] [96]

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

  • Канал, как его видит HiRISE в программе HiWish Обтекаемые формы обозначены стрелками.

  • Озеро Оксбоу , вид HiRISE в рамках программы HiWish

  • Канал, соединяющий два кратера, как видит HiRISE в программе HiWish

  • Каналы, как их видит HiRISE в программе HiWish

  • Каналы, как их видит HiRISE в программе HiWish

Следы пыльного дьявола [ править ]

Поскольку тонкий слой мелкой яркой пыли покрывает большую часть поверхности Марса, проходящие пылевые дьяволы удаляют яркую пыль и обнажают нижележащую темную поверхность. [97] [98] Пылевых дьяволов видели с земли и с орбитальных космических кораблей. Они даже ветер пыли из панелей солнечных батарей двух Роверс на Марсе, тем самым значительно расширяя свою жизнь. [99]

  • Широкий обзор следов пыльного дьявола, видимый HiRISE в программе HiWish

  • Крупным планом вид треков ust devil, как их видит HiRISE в программе HiWish

  • Крупным планом вид треков ust devil, как их видит HiRISE в программе HiWish

  • Крупным планом следы пыльного дьявола, как их видит HiRISE в программе HiWish

  • Крупным планом следы пыльного дьявола, как их видит HiRISE в программе HiWish

Другие сцены в четырехугольнике Фаэтонтиса [ править ]

  • На этой топографической карте вулканические пики показаны белым цветом из-за их большой высоты. Рядом с экватором линия из трех вулканов указывает на юг, к Фаэтонтису и трем большим кратерам - области, где много оврагов. Нажмите на изображение, чтобы его хорошо рассмотреть.

  • Карта четырехугольника Фаэтонтиса. Нажмите, чтобы увеличить и увидеть названия некоторых кратеров.

  • Снимок поверхности Фаэтонтиса крупным планом, сделанный с помощью Mars Global Surveyor . Считается, что дыры возникли из-за превращения погребенного льда в газ.

  • Ямы на дне кратера, как его видит HiRISE в рамках программы HiWish Ямы могут образовываться, когда лед покидает землю.ESP 050933 1355channel.jpg

  • Широкий обзор впадин, видимый HiRISE в программе HiWish. Впадины могут образовываться по мере того, как лед покидает землю.

  • Крупным планом вид пустот, как видит HiRISE в программе HiWish

  • Крупным планом вид пустот, как видит HiRISE в 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 ссылки.Интерактивная 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, 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 .
(См. Также: карта марсоходов и карта памяти Марса ) ( просмотреть • обсудить )


См. Также [ править ]

  • Климат Марса
  • Концентрическая заливка кратера
  • Дюны
  • Электрис депозиты
  • Фосса (геология)
  • Геология Марса
  • Ледники на Марсе
  • Подземные воды на Марсе
  • HiRISE
  • Программа HiWish
  • Кратер от удара
  • Мантия, зависящая от широты
  • Линейные гребневые сети
  • Список областей хаоса на Марсе
  • Список четырехугольников на Марсе
  • Марсианский хаос местности
  • Марсианская дихотомия
  • Марсианские овраги
  • Программа общественного таргетинга MOC
  • Ньютон (марсианский кратер)
  • Oxbow Lake
  • Тектоника Марса
  • Вода на Марсе

Ссылки [ править ]

  1. ^ Дэвис, Мэн; Батсон, РМ; Ву, SSC (1992). «Геодезия и картография». В Киффере, HH; Якоски, БМ; Снайдер, CW; и другие. (ред.). Марс . Тусон: Университет Аризоны Press. ISBN 978-0-8165-1257-7.
  2. ^ Blunck, J. 1982. Марс и его спутники , Exposition Press. Смиттаун, штат Нью-Йорк
  3. ^ Murchie, S .; Горчица, Джон Ф .; Ehlmann, Bethany L .; Милликен, Ральф Э .; и другие. (2009). «Синтез водной минералогии Марса после 1 года наблюдений за Марсом с Марсианского разведывательного орбитального аппарата» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 114 (E2): E00D06. Bibcode : 2009JGRE..114.0D06M . DOI : 10.1029 / 2009JE003342 .
  4. ^ Грант, Дж .; Wilson, Sharon A .; Ноэ Добреа, Эльдар; Фергасон, Робин Л .; и другие. (2010). «HiRISE рассматривает загадочные месторождения в районе Sirenum Fossae на Марсе». Икар . 205 (1): 53–63. Bibcode : 2010Icar..205 ... 53G . DOI : 10.1016 / j.icarus.2009.04.009 .
  5. ^ Киффер, Хью Х. (1992). Марс . Тусон: Университет Аризоны Press. ISBN 978-0-8165-1257-7.
  6. ^ https://www.uahirise.org/ESP_050948_1430
  7. ^ Ирвин, Россман П .; Ховард, Алан Д .; Максвелл, Тед А. (2004). «Геоморфология Маадим Валлис, Марса и связанных бассейнов палеозер». Журнал геофизических исследований . 109 (E12): 12009. Bibcode : 2004JGRE..10912009I . DOI : 10.1029 / 2004JE002287 .
  8. ^ Майкл Карр (2006). Поверхность Марса . Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-87201-0.
  9. Перейти ↑ Hartmann, W. (2003). Путеводитель по Марсу . Нью-Йорк: Издательство Уоркмена. ISBN 978-0-7611-2606-5.
  10. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_004071_1425
  11. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_001948_1425
  12. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_004163_1375
  13. ↑ Департамент внутренних дел США Геологическая служба США, Топографическая карта восточного региона Марса M 15M 0/270 2AT, 1991
  14. ^ Edgett, K .; Малин, MC; Уильямс, RME; Дэвис, SD (2003). "Марсианские овраги в полярных и средних широтах: вид с МГС МОС после двух лет нахождения Марса на картографической орбите" (PDF) . Лунная планета. Sci . 34 . п. 1038, Аннотация 1038. Bibcode : 2003LPI .... 34.1038E .
  15. ^ а б Диксон, Дж; Голова, Дж; Креславский, М (2007). «Марсианские овраги в южных средних широтах Марса: свидетельства контролируемого климатом образования молодых речных структур на основе местной и глобальной топографии» (PDF) . Икар . 188 (2): 315–323. Bibcode : 2007Icar..188..315D . DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.11.020 .
  16. ^ http://www.psrd.hawaii.edu/Aug03/MartianGullies.html
  17. ^ а б Хельдманн, Дж; Меллон, Майкл Т (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 .
  18. ^ Забудьте, F. et al. 2006. Планета Марс. История другого мира. Praxis Publishing. Чичестер, Великобритания.
  19. ^ http://www.space.com/scienceastronomy/mars_aquifer_041112.html
  20. ^ Харрис, А. и Э. Таттл. 1990. Геология национальных парков. Кендалл / Хант Издательская Компания. Дубьюк, Айова
  21. ^ Малин, Майкл С .; Эджетт, Кеннет С. (2001). «Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: межпланетный рейс через основную миссию» . Журнал геофизических исследований . 106 (E10): 23429–23570. Bibcode : 2001JGR ... 10623429M . DOI : 10.1029 / 2000JE001455 .
  22. ^ Горчица, JF; Купер, CD; Рифкин, МК (2001). «Свидетельства недавнего изменения климата на Марсе по выявлению молодых приповерхностных льдов» (PDF) . Природа . 412 (6845): 411–4. Bibcode : 2001Natur.412..411M . DOI : 10.1038 / 35086515 . PMID 11473309 . S2CID 4409161 .   
  23. ^ Карр, Майкл Х. (2001). «Наблюдения Mars Global Surveyor на неровной поверхности Марса». Журнал геофизических исследований . 106 (E10): 23571–23595. Bibcode : 2001JGR ... 10623571C . DOI : 10.1029 / 2000JE001316 .
  24. ^ Новости NBC
  25. ^ Глава, JW; Маршан, Д.Р .; Креславский, М.А. (2008). «От обложки: Образование оврагов на Марсе: связь с недавней историей климата и инсоляционной микросредой подразумевает происхождение поверхностных водотоков» . Труды Национальной академии наук . 105 (36): 13258–63. Bibcode : 2008PNAS..10513258H . DOI : 10.1073 / pnas.0803760105 . PMC 2734344 . PMID 18725636 .  
  26. Перейти ↑ Christensen, PR (2003). «Образование недавних марсианских оврагов в результате таяния обширных богатых водой снежных отложений». Природа . 422 (6927): 45–8. Bibcode : 2003Natur.422 ... 45С . DOI : 10,1038 / природа01436 . PMID 12594459 . S2CID 4385806 .  
  27. ^ http://news.nationalgeographic.com/news/2008/03/080319-mars-gullies_2.html
  28. ^ Якоски, Брюс М .; Карр, Майкл Х. (1985). «Возможное выпадение льда на низких широтах Марса в периоды сильного наклона» . Природа . 315 (6020): 559–561. Bibcode : 1985Natur.315..559J . DOI : 10.1038 / 315559a0 . S2CID 4312172 . 
  29. ^ Якоски, Брюс М .; Хендерсон, Брэдли Дж .; Меллон, Майкл Т. (1995). «Хаотическая наклонность и природа марсианского климата». Журнал геофизических исследований . 100 (E1): 1579–1584. Bibcode : 1995JGR ... 100.1579J . DOI : 10.1029 / 94JE02801 .
  30. ^ MLA НАСА / Лаборатория реактивного движения (18 декабря 2003 г.). «Марс может выйти из ледникового периода» . ScienceDaily . Проверено 19 февраля 2009 года .
  31. Перейти ↑ Hecht, M (2002). «Метастабильность жидкой воды на Марсе» (PDF) . Икар . 156 (2): 373–386. Bibcode : 2002Icar..156..373H . DOI : 10.1006 / icar.2001.6794 . [ постоянная мертвая ссылка ]
  32. ^ Peulvast, JP (1988). "Mouvements verticaux et genèse du bourrelet Est-groenlandais. Dans la région de Scoresby Sund". Physio Géo (на французском). 18 : 87–105.
  33. ^ Costard, F .; Забудьте, F .; Mangold, N .; Mercier, D .; и другие. (2001). «Селевые потоки на Марсе: аналогия с земной перигляциальной средой и климатическими последствиями» (PDF) . Луна и планетология . XXXII : 1534. Bibcode : 2001LPI .... 32.1534C .
  34. ^ http://www.spaceref.com:16090/news/viewpr.html?pid=7124 [ постоянная мертвая ссылка ] ,
  35. ^ Клоу, G (1987). «Образование жидкой воды на Марсе в результате таяния пыльного снежного покрова». Икар . 72 (1): 93–127. Bibcode : 1987Icar ... 72 ... 95C . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (87) 90123-0 .
  36. ^ a b c jawin, E, J. Head, D. Marchant. 2018. Переходные послеледниковые процессы на Марсе: геоморфологические свидетельства параледникового периода. Икар: 309, 187-206
  37. ^ http://www.uahirise.org/ESP_046359_1250
  38. ^ Леви, Дж. И др. 2009. Заливка концентрического кратера в Utopia Planitia: история и взаимодействие ледникового «мозгового ландшафта» и перигляциальных процессов. Икар: 202. 462-476.
  39. ^ Леви, J .; Head, J .; Марчант, Д. (2010). «Концентрический кратер, заполняющий средние северные широты Марса: процесс образования и связь с подобными формами рельефа ледникового происхождения». Икар . 209 (2): 390–404. Bibcode : 2010Icar..209..390L . DOI : 10.1016 / j.icarus.2010.03.036 .
  40. ^ Леви, J .; Head, J .; Диксон, Дж .; Fassett, C .; Morgan, G .; Шон, С. (2010). «Идентификация отложений селевых потоков оврагов в Protonilus Mensae, Марс: характеристика водоносного, энергичного овражно-образующего процесса». Планета Земля. Sci. Lett . 294 (3–4): 368–377. Bibcode : 2010E и PSL.294..368L . DOI : 10.1016 / j.epsl.2009.08.002 .
  41. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/ESP_032569_2225
  42. ^ Гарвин, Дж., С. Сакимото, Дж. Фроули. 2003. Кратеры на Марсе: геометрические свойства по топографии MOLA с координатной сеткой. В кн .: Шестая международная конференция по Марсу. 20–25 июля 2003 г., Пасадена, Калифорния. Аннотация 3277.
  43. ^ Гарвин, Дж. И др. 2002. Глобальные геометрические свойства марсианских ударных кратеров. Лунная планета. Sci: 33. Реферат № 1255.
  44. ^ http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA09662
  45. ^ Креславский, М. и J. Head. 2006. Модификация ударных кратеров в северных плоскостях Марса: последствия для истории климата Амазонки. Метеорит. Планета. Наука: 41. 1633-1646.
  46. ^ Мадлен, Дж. И др. 2007. Изучение северного оледенения средних широт с помощью модели общей циркуляции. В кн .: Седьмая международная конференция по Марсу. Аннотация 3096.
  47. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_002917_2175
  48. ^ Fastook, J., J.Head. 2014. Концентрическое заполнение кратера: темпы накопления, заполнения и дегляциации ледников в Амазонии и Ноахе Марса. 45-я Конференция по изучению луны и планет (2014) 1227.pdf
  49. ^ Барлоу, Надин Г. (2008). Марс: знакомство с его внутренним пространством, поверхностью и атмосферой . Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-85226-5.
  50. ^ Филипп Логнонне; Франсуа Забыть; Франсуа Костар (2007). Планета Марс: История другого мира (Springer Praxis Books / Popular Astronomy) . Praxis. ISBN 978-0-387-48925-4.
  51. ^ Фредрик W. Taylor (2010). Научное исследование Марса . Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-82956-4.
  52. ^ Коннерни JE; Acuna MH; Василевский П.Дж.; Реме; и другие. (Апрель 1999 г.). «Магнитные линии в древней коре Марса» (PDF) . Наука . 284 (5415): 794–8. Bibcode : 1999Sci ... 284..794C . DOI : 10.1126 / science.284.5415.794 . PMID 10221909 .  
  53. ^ Langlais, B. (2004). «Магнитное поле земной коры Марса» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 109 : н / д. Bibcode : 2004JGRE..10902008L . DOI : 10.1029 / 2003JE002048 . [ постоянная мертвая ссылка ]
  54. ^ Коннерни, JEP; Acuña, MH; Ness, NF; Клетечка, Г; и другие. (2005). «Тектонические последствия магнетизма земной коры Марса» . Труды Национальной академии наук . 102 (42): 14970–14975. Bibcode : 2005PNAS..10214970C . DOI : 10.1073 / pnas.0507469102 . PMC 1250232 . PMID 16217034 .  
  55. ^ Акуна, MH; Коннерни, Дж. Э .; Ness, NF; Линь, РП; Mitchell, D; Карлсон, CW; Макфадден, Дж; Андерсон, KA; и другие. (1999). «Глобальное распределение намагниченности земной коры, обнаруженное в эксперименте Mars Global Surveyor MAG / ER» . Наука . 284 (5415): 790–793. Bibcode : 1999Sci ... 284..790A . DOI : 10.1126 / science.284.5415.790 . PMID 10221908 . 
  56. ^ http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=31028&fbodylongid=645
  57. ^ Остерлоо, ММ; Гамильтон, В. Е.; Bandfield, JL; Глотч, Т. Д.; и другие. (2008). «Хлоридсодержащие материалы в Южном нагорье Марса». Наука . 319 (5870): 1651–1654. Bibcode : 2008Sci ... 319.1651O . CiteSeerX 10.1.1.474.3802 . DOI : 10.1126 / science.1150690 . PMID 18356522 . S2CID 27235249 .   
  58. ^ Davila, A .; и другие. (2011). «Большой осадочный бассейн в районе Terra Sirenum южного высокогорья Марса» . Икар . 212 (2): 579–589. Bibcode : 2011Icar..212..579D . DOI : 10.1016 / j.icarus.2010.12.023 .
  59. ^ Скиннер, Дж., Л. Скиннер и Дж. Каргель. 2007. Переоценка всплытия поверхности на основе гидровулканизма в районе Galaxias Fossae на Марсе. Луна и планетология XXXVIII (2007)
  60. ^ http://www.lpi.usra.edu/publications/slidesets/stones/
  61. ^ http://www.indiana.edu/~sierra/papers/2003/Patterson.html .
  62. ^ Осински, G, J. Spray, П. Ли. 2001. Гидротермальная активность, вызванная ударами, в пределах ударной структуры Хотон, арктическая Канада: образование временного, теплого, влажного оазиса. Метеоритика и планетология: 36. 731-745.
  63. ^ http://www.ingentaconnect.com/content/arizona/maps/2005/00000040/00000012/art00007
  64. ^ Pirajno, F. 2000. Рудные месторождения и мантийных плюмов. Kluwer Academic Publishers. Дордрехт, Нидерланды
  65. ^ Глава, Дж. И Дж. Мастард. 2006. Дайки Брекчии и связанные с кратерами разломы в ударных кратерах на Марсе: эрозия и обнажение дна кратера диаметром 75 км на границе дихотомии. Специальный выпуск о роли летучих веществ и атмосферы в марсианских ударных кратерах Метеоритика и планетология
  66. ^ name = "news.discovery.com"
  67. ^ Сегура, Т, О. мультяшка, А. Колапрет, К. Zahnle. 2001. Влияние сильных ударов на Марс: последствия для образования рек. Американское астрономическое общество, заседание DPS # 33, # 19.08
  68. ^ Сегура, Т, О. мультяшка, А. Колапрет, К. Zahnle. 2002. Влияние сильных ударов на Марс на окружающую среду. Наука: 298, 1977-1980.
  69. ^ Каброл, Н. и Э. Грин. 2001. Эволюция озерной среды на Марсе: только ли Марс гидрологически спит? Икар: 149, 291-328.
  70. ^ Fassett, C. и J. Head. 2008. Озера открытого бассейна на Марсе: распределение и значение для гидрологии поверхности и подповерхностного слоя Ноаха. Икар: 198, 37-56.
  71. ^ Fassett, C. и J. Head. 2008. Озера открытого бассейна на Марсе: значение озер долинной сети для природы гидрологии Ноаха.
  72. ^ Уилсон, Дж. А. Грант и А. Ховард. 2013. ПЕРЕЧЕНЬ ЭКВАТОРИАЛЬНЫХ ВЕНТИЛЯТОРОВ И ДЕЛЬТ НА МАРСЕ. 44-я Конференция по изучению Луны и планет.
  73. ^ Ньюсом Х., Хагерти Дж., Торсос И. 2001. Расположение и отбор проб водных и гидротермальных отложений в марсианских ударных кратерах. Астробиология: 1, 71-88.
  74. ^ Глава, Дж., Дж. Горчица. 2006. Дайки Брекчии и связанные с кратерами разломы в ударных кратерах на Марсе: эрозия и обнажение дна кратера диаметром 75 км на границе дихотомии, Meteorit. Наука о планетах: 41, 1675-1690.
  75. ^ Мангольд; и другие. (2007). «Минералогия района Нилийских ямок по данным OMEGA / Mars Express: 2. Водные изменения земной коры». J. Geophys. Res . 112 (E8): E08S04. Bibcode : 2007JGRE..112.8S04M . DOI : 10.1029 / 2006JE002835 .
  76. ↑ Mustard et al., 2007. Минералогия региона Нили Фосса с данными OMEGA / Mars Express: 1. Древнее ударное таяние в бассейне Исидис и его последствия для перехода от ноахского к гесперидскому периоду, J. Geophys. Рез., 112.
  77. ^ Горчица; и другие. (2009). «Состав, морфология и стратиграфия коры Ноя вокруг бассейна Исидис» (PDF) . J. Geophys. Res . 114 (7): E00D12. Bibcode : 2009JGRE..114.0D12M . DOI : 10.1029 / 2009JE003349 .
  78. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/ESP_016459_1830
  79. ^ Майкл Х. Карр (2006). Поверхность Марса . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-87201-0. Проверено 21 марта 2011 года .
  80. ^ https://www.desertusa.com/desert-activity/sand-dune-wind1.html
  81. ^ https://www.youtube.com/watch?v=ur_TeOs3S64
  82. ^ https://uanews.arizona.edu/story/the-flowing-sands-of-mars
  83. ^ Намовиц, С., Стоун, Д. 1975. Наука о Земле, мир, в котором мы живем. Американская книжная компания. Нью-Йорк.
  84. ^ https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=6551
  85. Перейти ↑ Hecht, M (2002). «Метастабильность воды на Марсе». Икар . 156 : 373–386. Bibcode : 2002Icar..156..373H . DOI : 10.1006 / icar.2001.6794 .
  86. ^ 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 .  
  87. ^ Pollack, J .; Colburn, D .; Flaser, F .; Kahn, R .; Carson, C .; Пидек, Д. (1979). «Свойства и эффекты пыли, взвешенной в марсианской атмосфере». J. Geophys. Res . 84 : 2929–2945. Bibcode : 1979JGR .... 84.2929P . DOI : 10,1029 / jb084ib06p02929 .
  88. ^ http://www.uahirise.org/ESP_048897_2125
  89. ^ Бейкер, V .; и другие. (2015). «Флювиальная геоморфология на земных поверхностях планет: обзор» . Геоморфология . 245 : 149–182. DOI : 10.1016 / j.geomorph.2015.05.002 . PMC 5701759 . PMID 29176917 .  
  90. Перейти ↑ Carr, M. 1996. Water on Mars. Oxford Univ. Нажмите.
  91. ↑ Baker, V. 1982. Каналы Марса. Univ. of Tex. Press, Остин, Техас
  92. ^ 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 . 
  93. 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 .
  94. Перейти ↑ Komar, P (1979). «Сравнение гидравлики водных потоков в выходных каналах Марса с потоками аналогичного масштаба на Земле». Икар . 37 (1): 156–181. Bibcode : 1979Icar ... 37..156K . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (79) 90123-4 .
  95. ^ http://spaceref.com/mars/how-much-water-was-needed-to-carve-valleys-on-mars.html
  96. ^ Луо, Вт .; и другие. (2017). «Оценка объема сети новой марсианской долины соответствует древнему океану и теплому и влажному климату» . Nature Communications . 8 : 15766. Bibcode : 2017NatCo ... 815766L . DOI : 10.1038 / ncomms15766 . PMC 5465386 . PMID 28580943 .  
  97. ^ https://www.jpl.nasa.gov/spaceimages/details.php?id=PIA21294
  98. ^ https://mars.nasa.gov/resources/21946/dust-devil-tracks/
  99. ^ http://marsrovers.jpl.nasa.gov/gallery/press/spirit/20070412a.html
  100. ^ Мортон, Оливер (2002). Картографирование Марса: наука, воображение и рождение мира . Нью-Йорк: Пикадор США. п. 98. ISBN 0-312-24551-3.
  101. ^ "Интернет-Атлас Марса" . Ralphaeschliman.com . Проверено 16 декабря 2012 года .
  102. ^ "PIA03467: Широкоугольная карта Марса MGS MOC" . Фотожурнал. НАСА / Лаборатория реактивного движения. 16 февраля 2002 . Проверено 16 декабря 2012 года .

Внешние ссылки [ править ]

  • Общий обзор многих теорий происхождения оврагов.
  • Диксон, Дж; Голова, Дж; Креславский, М (2007). «Марсианские овраги в южных средних широтах Марса: свидетельства контролируемого климатом образования молодых речных структур на основе местной и глобальной топографии» (PDF) . Икар . 188 (2): 315–323. Bibcode : 2007Icar..188..315D . DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.11.020 . Дает хороший обзор истории открытия оврагов.
  • Марсианский лед - Джим Секоски - 16-я ежегодная конференция Международного Марсианского общества
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
(особенности)		MC-27 Noachis
(особенности)		МС-28 Эллада
(особенности)		МС-29 Эридания
(особенности)
MC-30 Mare Australe
(характеристики)