Coprates čtyřúhelník - Coprates quadrangle

Coprates čtyřúhelník
USGS-Mars-MC-18-CopratesRegion-mola.png
Mapa čtyřúhelníku Coprates z Laserový výškoměr Mars Orbiter (MOLA) data. Nejvyšší nadmořské výšky jsou červené a nejnižší modré.
Souřadnice15 ° 00 'j. Š 67 ° 30 ′ západní délky / 15 ° J 67,5 ° Z / -15; -67.5Souřadnice: 15 ° 00 'j. Š 67 ° 30 ′ západní délky / 15 ° J 67,5 ° Z / -15; -67.5
Obrázek Coprates Quadrangle (MC-18). Prominentní Valles Marineris systém chasma protíná mírně kráterovanou severní část a narušenou vrchovinu vyvýšené roviny v jižní části.

The Coprates čtyřúhelník je jednou z řady 30 čtyřúhelníkových map Marsu používá Geologický průzkum Spojených států (USGS) Astrogeologický výzkumný program. Copratesův čtyřúhelník je také označován jako MC-18 (Mars Chart-18).[1] Copratesův čtyřúhelník obsahuje části mnoha starých klasických oblastí Marsu: Sinaj Planum, Solis Planum, Thaumasia planum, Lunae Planum, Noachis Terra, a Xanthe Terra.

Název Coprates odkazuje na starý název řeky v Persie.[2]

The Coprates čtyřúhelník jde od 45 ° do 90 ° západní délky a 0 ° až 30 ° jižní šířky dále Mars. Čtyřúhelník Coprates je známý tím, že zobrazuje „Velký kaňon Marsu“, kaňonový systém Valles Marineris. Známky voda existují v tomto čtyřúhelníku se starými říčními údolími a sítěmi potokových kanálů, které se objevují jako obrácený terén a jezera uvnitř Valles Marineris.[3]

Původ jména

Coprates je název a teleskopická funkce albedo nachází se na 15 ° J a 60 ° Z na Marsu. Je pojmenována po řece Coprates, starodávném názvu pro Dez, přítok Karun v moderním Íránu, který ústí do Shatt al-Arab poblíž ústí Perského zálivu. Jméno bylo schváleno Mezinárodní astronomická unie (IAU) v roce 1958.[4][5]

Kaňonový systém Valles Marineris

Valles Marineris je největší kaňonový systém ve sluneční soustavě; tento velký kaňon by prošel téměř celou cestou přes Spojené státy. Název celého systému kaňonů je Valles Marineris. Počínaje západem s Noctis Labyrinthus v Čtyřúhelník Phoenicis Lacus, kaňonový systém končí v Čtyřúhelník Margaritifer Sinus s Capri Chasmou a Eos Chasma (na jihu). Slovo Chasma bylo označeno Mezinárodní astronomickou unií pro označení podlouhlé, strmé deprese. Valles Marineris byl objeven a pojmenován pro Mariner 9 mise. Po přesunu na východ od Noctis Labyrinthus se kaňon rozdělí na dva žlaby, Tithonium Chasma a Ius Chasma (na jihu). Uprostřed systému jsou velmi široká údolí Ophir Chasma (severní), Candor Chasma, a Melas Chasma (jižní). Jdeme dále na východ, jeden přijde Coprates Chasma. Na konci Coprates Chasma se údolí rozšiřuje a tvoří Capri Chasma na severu a Eos Chasma na jihu. Stěny kaňonů často obsahují mnoho vrstev. Podlahy některých kaňonů obsahují velké nánosy vrstvených materiálů. Někteří vědci se domnívají, že vrstvy vznikly, když kaňony jednou naplnila voda.[3][6][7][8] Kaňony jsou hluboké i dlouhé; na některých místech jsou 8-10 kilometrů hluboké, mnohem hlubší než Země Grand Canyon, který je hluboký pouze 1,6 kilometru.[9]

Ve studii publikované v časopise Geology v srpnu 2009 skupina vědců vedená Johnem Adamsem z Washingtonské univerzity v Seattlu navrhla, aby se Valles Marineris vytvořil při obrovském zhroucení při zahřívání solí, čímž uvolňoval vodu, která vytékala nesoucí bahno podzemními vodovody. Jeden bod, který podporuje tuto myšlenku, je, že v této oblasti byly nalezeny síranové soli. Tyto soli obsahují vodu, která se při zahřátí uvolňuje. Teplo mohlo být generováno vulkanickými procesy. Koneckonců, poblíž je řada obrovských sopek.[10] Další myšlenky byly vysvětleny ostatními, aby vysvětlily původ systému.[3]

  • Široký pohled na Mars se středem na Valles Marineris, pořízený pomocí vikingských snímků. Tento obrázek se několikanásobným kliknutím výrazně zvětší.

  • Mapa čtyřúhelníku Coprates zobrazující podrobnosti o Valles Marineris, největší kaňonový systém ve sluneční soustavě. Některé z kaňonů mohly být jednou naplněny vodou.

  • Melas Chasma, jak to vidí THEMIS. Kliknutím na obrázek zobrazíte vztah Melasa Chasmy k dalším funkcím.

  • Cliff dovnitř Candor Chasma Plošina, jak ji vidí THEMIS. Kliknutím na obrázek zobrazíte vztah s dalšími funkcemi v obdélníku Coprates.

  • Útes v severní zdi Ganga Chasma, jak to vidí THEMIS. Kliknutím na obrázek zobrazíte vztah s dalšími funkcemi v obdélníku Coprates.

Vnitřní vrstvené usazeniny a síran

Části podlah Candor Chasma a Juventae Chasma obsahují vrstvené vklady, které byly označeny jako vnitřní vrstvené vklady (ILD) a Rovníkové vrstvené vklady (ELD). Tyto vrstvy se mohly vytvořit, když celá oblast byla obří jezero. Mnoho dalších myšlenek však bylo vysvětleno.[3] Strukturální a geologické mapování s vysokým rozlišením na západě Candor Chasma, představené v březnu 2015, ukázalo, že usazeniny na podlaze Candorovy chasmy jsou sedimenty vyplňující povodí, které byly uloženy ve vlhkém prostředí podobném playa; proto se na jejich tvorbě podílela voda.[11]

Některá místa na Marsu obsahují hydratované síran vklady, včetně ILD. Tvorba síranů zahrnuje přítomnost vody. The Evropská kosmická agentura je Mars Express našel možný důkaz síranů epsomit a kieserit. Vědci chtějí tyto oblasti navštívit pomocí robotických vozítek.[12]

Bylo zjištěno, že tyto usazeniny obsahují oxidy železité ve formě krystalického šedého hematitu.[3][13][14]

Vrstvy

Snímky skal ve stěnách kaňonu téměř vždy ukazují vrstvy.[15] Některé vrstvy vypadají tvrdší než jiné. Na obrázku níže z Ganga Chasma Vrstvy, jak je vidí HiRISE je vidět, že horní, světle tónované usazeniny erodují mnohem rychleji než spodní tmavší vrstvy. Některé útesy na Marsu ukazují, že několik tmavších vrstev stojí a často se rozpadá na velké kusy; tito jsou myšlenka být tvrdá sopečná hornina místo měkkých popelních ložisek. Příklad tvrdých vrstev je uveden níže na obrázku vrstev ve stěně kaňonu v Coprates, jak je vidět Mars Global Surveyor. Vzhledem ke své blízkosti k vulkanické oblasti Tharsis mohou být horninové vrstvy tvořeny vrstvou po vrstvě láva toky, pravděpodobně smíchané s usazeninami sopečného popela, které vypadly ze vzduchu po velkých erupcích. Je pravděpodobné, že skalní vrstvy ve zdech zachovávají dlouhou geologickou historii Marsu.[16] Tmavé vrstvy mohou být způsobeny tmavými lávovými proudy. Tmavá sopečná hornina čedič je na Marsu běžné. Světle tónované usazeniny však mohly být výsledkem řek, jezer, sopečného popela nebo nánosů písku nebo prachu vyfukovaných větrem.[17] The Mars Rovers našel světlo tónované kameny sulfáty. Vědci, kteří se pravděpodobně vytvořili ve vodě, mají pro vědce velký zájem, protože mohou obsahovat stopy starověkého života.[18] Přístroj Mars Reconnaissance Orbiter Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) našel opálový oxid křemičitý v určitých vrstvách podél a v kaňonovém systému Valles Marineris.[19] Vzhledem k tomu, že se v blízkosti opalinového oxidu křemičitého někdy vyskytovaly sírany železa, předpokládá se, že tyto dva usazeniny byly vytvořeny pomocí kyselé tekutiny.[20]

  • Ganga Chasma Vrstvy, jak je vidí HiRISE.

  • Vrstvy ve stěně kaňonu v Coprates, jak je vidět Mars Global Surveyor, pod Program veřejného cílení MOC.

  • Široký pohled na vrstvy ve zdi Valles Marineris, jak je vidět na HiRISE pod Program HiWish.

  • Detail vrstev ve stěně Valles Marineris, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Část zdi Valles Marineris, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Detail části předchozího obrazu stěny Valles Marineris, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Vrstvy v korytě jižně od Ius Chasma, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zblízka vrstev v korytě jižně od Ius Chasma, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish Poznámka: toto je zvětšení předchozího obrázku pomocí HiView

  • Vrstvy v Monument Valley. Ty jsou přijímány jako formované alespoň částečně depozicí vody. Protože Mars obsahuje podobné vrstvy, zůstává voda jako hlavní příčina vrstvení na Marsu.

  • Vrstvy západně od Juventae Chasma, jak to vidí HiRISE. Měřítko je dlouhé 500 metrů.

  • Kráter Orson Welles, jak to vidí HiRISE. Vrstvené, světle tónované kameny se zdají být pod tmavým pláštěm. Vrstvy mohou být pískovec, sopečný popel nebo usazeniny v jezeře.

  • Corprates Chasma Chyba, jak to vidí HiRISE. Vrstvy ve skalní stěně mohou pocházet ze sopečných, lacustrinových a / nebo větrných sedimentů uložených v Valles Marineris.

  • Kráter Ritchey vrstev, jak je vidět na HiRISE. Zdá se, že tmavá vrstva čepice je odolná proti erozi, zatímco bílá střední vrstva je slabá. Kliknutím na obrázek zobrazíte další podrobnosti. Měřítko je dlouhé 500 metrů.

  • Světle zbarvené vrstvy Eos chaos, jak to vidí HiRISE.

  • Dva pohledy na Melas Chasma Layered Deposits, as seen by HiRISE. Levý obrázek leží severně od jiného obrázku vpravo. Fotografie nejsou ve stejném měřítku. Kliknutím na obrázek zobrazíte podrobnosti o vrstvách.

  • Tithonium Chasma Vrstvy, jak je vidí HiRISE.

  • Vrstvy a tmavé duny na podlaze kráteru, jak je vidět HiRISE pod Program HiWish. V kráteru mohla stoupat podzemní voda a stmelit sedimenty minerály.

  • Široký pohled na vrstvy jižně od Ius Chasma, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bližší pohled na vrstvy jižně od Ius Chasma, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish. Poznámka: toto je rozšíření předchozího širokého zobrazení.

  • Bližší pohled na vrstvy jižně od Ius Chasma, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího širokého pohledu.

  • Vrstvy v horní části stěny kráteru, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zavřít pohled na vrstvy v horní části stěny kráteru, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Široký pohled na vrstvy v Louros Valles, jak vidí HiRISE v rámci programu HiWish, je Louros Valles součástí Ius Chasma.

  • Bližší pohled na vrstvy v Louros Valles, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Všimněte si, že toto je zvětšení předchozího obrázku.

  • Bližší pohled na vrstvy v Louros Valles, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Všimněte si, že toto je zvětšení předchozího obrázku.

  • Bližší pohled na vrstvy v Louros Valles, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Všimněte si, že toto je zvětšení předchozího obrázku.

  • Bližší pohled na vrstvy v Louros Valles, jak je vidno programem HiRISE v rámci programu HiWish. Toto je zvětšení předchozího obrázku.

Hebes Chasma a hydratované usazeniny

Hebes Chasma, velké uzavřené údolí, možná kdysi zadržovalo vodu. Byly tam nalezeny hydratované minerály. Předpokládá se, že rozsáhlé podzemní prameny podzemní vody v různých časech prorazily na povrch a vytvořily usazeniny zvané Light Toned Deposits (LTD). Někteří se domnívají, že zde lze nalézt současné nebo zkamenělé formy života, protože ložiska jsou relativně mladá.[21]

Nirgal Vallis a oslabení

Nirgal Vallis je jednou z nejdelších údolních sítí na Marsu. Je tak velký, že se vyskytuje na více než jednom čtyřúhelníku. Vědci nevědí, jak byla vytvořena všechna stará říční údolí. Existují důkazy, že místo deště nebo sněhu voda, která tvořila údolí, pocházela z podzemí. Jeden pokročilý mechanismus je oslabovat.[22] Při míse se půda vzdává, jak voda vychází. Štěpení je běžné v některých pouštních oblastech na jihozápadě Ameriky. Průsaky tvoří výklenky a podsadité přítoky. Tyto funkce jsou viditelné na obrázku níže Nigala Vallise pořízeného s Mars Odyssey je THEMIS.

Voda z Nirgalu Vallis přispěla k velké povodni, která prošla okrajem Kráter Holden a pomohl vytvořit jezero v kráteru. Odhaduje se to Nirgal Vallis měl výtok 4800 metrů krychlových za sekundu.[23] Voda z Nirgalu Vallise byla přiváděna dovnitř Uzboi Vallis protože okraj kráteru Holden blokoval tok. V určitém okamžiku uskladněná voda prorazila okraj Holdenu a vytvořila jezero hluboké 200–250 m.[24] Voda s hloubkou nejméně 50 m vnikla do Holdenu rychlostí, která byla 5-10krát vyšší než průtok řeky Mississippi.[25][26][27][28] Terasy a přítomnost velkých skal (desítek metrů napříč) podporují tyto vysoké rychlosti vybíjení.[24][25][29][30][31]

  • Nirgal Vallis který běží ve dvou čtyřúhelnících, má funkce vypadající jako ty způsobené oslabovat. Snímek pořízený s THEMIS.

Obrácená úleva

Některé oblasti Marsu ukazují obrácený reliéf, kde prvky, které byly kdysi depresemi, jako jsou proudy, jsou nyní místo nad povrchem. Mohly vzniknout, když byly materiály, jako jsou velké kameny, ukládány v nízko položených oblastech a poté po erozi (možná větru, který nedokáže pohybovat velkými kameny) odstraněny většinu povrchových vrstev. Jiné způsoby, jak vytvořit obrácený reliéf, mohou být láva stékající po korytě nebo materiály stmelené minerály rozpuštěnými ve vodě. Na Zemi jsou materiály stmelené oxidem křemičitým vysoce odolné vůči všem druhům erozních sil. Obrácený reliéf ve tvaru proudů je dalším důkazem vody tekoucí na povrchu Marsu v minulých dobách. V blízkosti Juventae Chasma existuje mnoho příkladů obrácených kanálů; některé jsou zobrazeny na obrázku Juventae Chasma níže.[32][33][34]

  • Obrácené kanály poblíž Juventae Chasma, jak to vidí HiRISE. Kanály byly kdysi běžnými kanály streamů. Měřítko je dlouhé 500 metrů.

  • Obrácené proudy poblíž Juventae Chasma, jak je vidět Mars Global Surveyor. Tyto proudy začínají na vrcholu hřebene a poté běží společně.

Vallis

Vallis (množný Valles) je latinský slovo pro údolí. Používá se v planetární geologie pro pojmenování landform funkce na jiných planetách.

Vallis byl používán pro stará říční údolí, která byla objevena na Marsu, když byly sondy poprvé poslány na Mars. Vikingští orbitáři způsobili revoluci v našich představách o vodě na Marsu; v mnoha oblastech byla nalezena obrovská říční údolí. Kamery kosmických lodí ukázaly, že záplavy vody prorazily přehrady, vytesaly hluboká údolí, erodovaly drážky do skalního podloží a ujely tisíce kilometrů.[9][35][36]

Krátery

  • Kráter zobrazující vrstvy a lavičku, jak je vidět z HiRISE v rámci HiWish programu

  • Zavřít pohled na vrstvy v kráteru, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish

  • Široký pohled na kráter zobrazující tmavé duny na podlaze a vpusti na jižní stěně, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Detail temných dun na podlaze kráteru, jak je viděla HiRISE, v rámci programu HiWish. Duny jsou tvořeny čedičovým pískem.

  • Lassell (marťanský kráter), jak je vidět z kamery CTX (zapnuto Mars Reconnaissance Orbiter ).

  • Vrstvy v kráteru, jak je vidět HiRISE v rámci programu HiWish

Opakující se svahové linie

Opakované svahové linie (RSL) jsou malé tmavé pruhy na svazích, které se v teplých ročních obdobích prodlužují. Mohou být důkazem kapalné vody.[37][38][39]

  • Široký pohled na část Valles Marineris, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish Box zobrazuje umístění opakujících se linií svahu, které jsou na dalším obrázku zvětšeny.

  • Zavřít, barevný pohled na opakující se svahové linie, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish Šipky ukazují na některé z opakujících se svahových linií

  • Opakované svahové linie se prodlužují, když jsou svahy nejteplejší. V blízkosti rovníku se RSL prodlužují na severních svazích v severním létě a na jižních svazích v jižním létě.

Další funkce v obdélníku Coprates

  • Falešný barevný obraz Candor Chasma zobrazující umístění hydratovaných síran vklady, jak to vidí THEMIS. Červené barvy ukazují skalnatá místa. Zelení a blues ukazují písčitá, prašná místa.

  • Kanály na náhorní plošině Candor, jak je vidět HiRISE. Poloha je Copratesův čtyřúhelník. Kliknutím na obrázek zobrazíte mnoho malých rozvětvených kanálů, které jsou silným důkazem trvalého srážení.

  • Fluviální kanály Melas Chasma, jak je vidělo HiRISE. Kliknutím na obrázek zobrazíte meandrující a rozvětvené kanály vytvořené v minulosti pod tekoucí vodou.

  • Rozvětvené kanály na podlaze Melasa Chasmy. Snímek pořízený pomocí THEMIS.

  • Ganga Mensa, jak to vidí HiRISE.

  • Capri Mensa, jak to vidí HiRISE. Kliknutím na obrázek zobrazíte butty a vrstvy.

  • Ophir Chasma Zeď, jak ji vidí HiRISE.

  • Ius Chasma, jak to vidí HiRISE. Kliknutím na obrázek zobrazíte vrstvy.

  • Ius Chasma Podlahové vrstvy, jak je vidět na HiRISE. Měřítko je dlouhé 500 metrů.

  • Ius Chasma Mesa, jak to vidí HiRISE. Měřítko je dlouhé 500 metrů.

  • Kanály poblíž okraje Ius Chasma, jak je viděla HiRISE. Schéma a vysoká hustota těchto kanálů podporují srážení jako zdroj vody. Poloha je Copratesův čtyřúhelník.

  • Juventae Chasma Žlaby, jak je viděla HiRISE.

  • Kanály západně od Echus Chasma. Jemný vzor rozvětvených koryt potoků byl pravděpodobně vytvořen z vody pohybující se po povrchu. Snímek pořízený pomocí THEMIS.

  • Dendritické kanály na mesách z Echus Chasma. Obrázek je široký 20 mil. Snímek pořízený pomocí THEMIS.

  • Layers in Echus Chasma, as seen by HiRISE under HiWish program.

  • Část zdi Valles Marineris, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Detail části předchozího obrazu stěny Valles Marineris, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Sesuv půdy v korytě jižně od Ius Chasma, jak ho viděla HiRISE v rámci programu HiWish

  • Hřebeny, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Vyřezávání vrásek, jak je viděno HiRISE v rámci programu HiWish

  • Plášť závislý na zeměpisné šířce, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish Tento hladce se objevující materiál je bohatý na led a občas padá z nebe.

  • Kapela, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish

Ostatní čtyřúhelníky Marsu

Mars Quad Map
Mars Quad Map
Obrázek výše obsahuje odkazy, na které lze kliknoutKlikací obrázek z 30 kartografických čtyřúhelníky Marsu, definované USGS.[40][41] Čísla čtyřúhelníků (počínaje MC pro „Mars Chart“)[42] a jména odkazují na odpovídající články. Sever je nahoře; 0 ° severní šířky 180 ° Z / 0 ° severní šířky 180 ° západní délky / 0; -180 je zcela vlevo na rovník. Mapové snímky pořídil Mars Global Surveyor.

Interaktivní mapa Marsu

Acheron FossaeAcidalia PlanitiaAlba MonsAmazonis PlanitiaAonia PlanitiaArabia TerraArcadia PlanitiaArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumElysium MonsElysium planitiaKráter GaleHadriaca PateraHellas MontesHellas PlanitiaHesperia planumHolden kráterIcaria PlanumIsidis PlanitiaJezero kráterKráter LomonosovLucus PlanumLycus SulciLyotský kráterLunae PlanumMalea planumMaraldi kráterMareotis FossaeMareotis TempeMargaritifer TerraKráter MieKráter MilankovičNepenthes MensaeNereidum MontesNilosyrtis MensaeNoachis TerraOlympica FossaeOlympus MonsPlanum AustralePromethei TerraProtonilus MensaeSirénaSisyphi PlanumSolis PlanumSýrie PlanumTantalus FossaeTempe TerraTerra CimmeriaTerra SabaeaTerra sirénaTharsis MontesTractus CatenaTyrrhen TerraUlysses PateraUranius PateraUtopia PlanitiaValles MarinerisVastitas BorealisXanthe TerraMapa Marsu
Obrázek výše obsahuje odkazy, na které lze kliknoutInteraktivní obrazová mapa z globální topografie Marsu. Vznášet se myš přes obrázek zobrazíte názvy více než 60 významných geografických útvarů a kliknutím na ně odkazujete. Zbarvení základní mapy označuje relativní výšky, na základě údajů z Laserový výškoměr Mars Orbiter na NASA Mars Global Surveyor. Bílé a hnědé označují nejvyšší nadmořské výšky (+12 až +8 km); následované růžovými a červenými (+8 až +3 km); žlutá je 0 km; greeny a blues jsou nižší výšky (až do −8 km). Sekery jsou zeměpisná šířka a zeměpisná délka; Polární oblasti jsou zaznamenány.
(Viz také: Mapa Mars Rovers a Mars Memorial mapa) (Pohled • diskutovat)


Viz také

Reference

  1. ^ Davies, M.E .; Batson, R.M .; Wu, S.S.C. „Geodézie a kartografie“ v Kieffer, H.H .; Jakosky, B.M .; Snyder, C.W .; Matthews, M.S., Eds. Mars. University of Arizona Press: Tucson, 1992.
  2. ^ Blunck, J. 1982. Mars a jeho satelity. Výstavní tisk. Smithtown, NY
  3. ^ A b C d E Cabrol, N. a E. Grin (eds.). 2010. Jezera na Marsu. Elsevier. NY
  4. ^ „Copratesův čtyřúhelník“. Místopisný člen planetární nomenklatury. Program výzkumu astrogeologie USGS.
  5. ^ Smith, William, ed. (1854). "Slovník řecké a římské geografie". Digitální knihovna Perseus. Tufts University. Citováno 6. prosince 2016.
  6. ^ McCauley, J. 1978. Geologická mapa Copratesova čtyřúhelníku Marsu. US Geol. Různé Inv. Mapa I-897
  7. ^ Nedell, S .; et al. (1987). "Původ a vývoj vrstvených usazenin ve Valles Marineris na Marsu". Icarus. 70 (3): 409–441. Bibcode:1987Icar ... 70..409N. doi:10.1016/0019-1035(87)90086-8.
  8. ^ Weitz, C. a T. Parker. 2000. Nové důkazy o tom, že se vnitřní usazeniny Valles Marineris tvořily ve stojatých vodních plochách. LPSC XXXI. Abstraktní 1693
  9. ^ A b Hugh H. Kieffer (1992). Mars. University of Arizona Press. ISBN  978-0-8165-1257-7. Citováno 7. března 2011.
  10. ^ „Mars Canyon vznikl při vytažení zástrčky, navrhuje studie“. ProfoundSpace.org. 2009-08-25. Citováno 2012-08-18.
  11. ^ Okubo, C. 2015. STRUKTURÁLNÍ A GEOLOGICKÉ MAPOVÁNÍ VYSOKÉHO ROZLIŠENÍ V CANDOROVÉM CHASMU. 46. ​​konference o lunární a planetární vědě. 1210.pdf
  12. ^ „Soli do koupele v Candor Chasma? | Mars Odyssey Mission THEMIS“. Themis.asu.edu. Citováno 2012-08-18.
  13. ^ Christensen, P .; et al. (2001). "Globální mapování marťanských hematitových ložisek minerálů: Zbytky vodních procesů na počátku Marsu". J. Geophys. Res. 106 (E10): 23873–23885. Bibcode:2001JGR ... 10623873C. doi:10.1029 / 2000je001415.
  14. ^ Weitz, C .; et al. (2008). "Šedý hematit distribuce a tvorba v Ophir a Candor Chasmata". J. Geophys. Res. 113 (E2): E02016. Bibcode:2008JGRE..113.2016W. doi:10.1029 / 2007je002930.
  15. ^ Grotzinger, J. a R. Milliken. 2012. Sedimentární geologie Marsu. SEPM.
  16. ^ "Sesuvy půdy a trosky v Coprates Chasma | Mars Odyssey Mission THEMIS". Themis.asu.edu. Citováno 2012-08-18.
  17. ^ "HiRISE | Světle tónované vrstvy v Eos Chaosu (PSP_005385_1640)". Hirise.lpl.arizona.edu. Citováno 2012-08-18.
  18. ^ http: //hirise,lpl.arizona.edu/PSP_007430_1725[trvalý mrtvý odkaz ]
  19. ^ Murchie, S. a kol. 2009. Syntéza marťanské vodné mineralogie po 1 marťanském roce pozorování z Mars Reconnaissance Orbiter. Journal of Geophysical Research: 114.
  20. ^ Milliken, R. a kol. 2008. Opálový oxid křemičitý v mladých ložiscích na Marsu. Geologie: 847-850
  21. ^ Možná hrála důležitou roli ve formování Marsu
  22. ^ http://themis.asu.edu/zoom-20030916a
  23. ^ Irwin, J .; Craddock, R .; Howard, R. (2005). "Vnitřní kanály v sítích Marťanského údolí: Produkce výbojů a odtoků". Geologie. 33 (6): 489–492. Bibcode:2005Geo .... 33..489I. doi:10.1130 / g21333.1.
  24. ^ A b Grant, J., R. Irwin, S. Wilson. 2010. Vodná depozice v kráteru Holden, Mars In Cabrol, N. a E. Grin (eds.). 2010. Jezera na Marsu. Elsevier. NY.
  25. ^ A b Grant, J .; Parker, T. (2002). „Vývoj odtoku v oblasti Margaritifer Sinus, Mars“. J. Geophys. Res. 107 (E9): 5066. Bibcode:2002JGRE..107,5066G. doi:10.1029 / 2001JE001678.
  26. ^ Komar, P (1979). "Porovnání hydrauliky vodních toků v odtokových kanálech Marsu s průtoky podobného rozsahu na Zemi". Icarus. 37 (1): 156–181. Bibcode:1979Icar ... 37..156K. doi:10.1016/0019-1035(79)90123-4.
  27. ^ Grant, J .; et al. (2008). „HiRISE imaging of impact megabreccia and sub-meter Water Lays in Holden Crater, Mars“. Geologie. 36 (3): 195–198. Bibcode:2008Geo .... 36..195G. doi:10.1130 / g24340a.1.
  28. ^ Irwin; et al. (2005). „Intenzivní terminální epocha rozšířené fluviální aktivity na počátku Marsu: 2. Zvýšený odtok a vývoj paleolake“. J. Geophys. Res. 110 (E12): E12S15. Bibcode:2005JGRE..11012S15I. doi:10.1029 / 2005JE002460.
  29. ^ Boothroyd, J. 1983. Fluviální drenážní systémy v oblasti pánve Ladon: oblast Margaritifer Sinus, Mars. Geol. Soc. Dopoledne. Abstr. Programy 15, 530
  30. ^ Grant, J. 1987. Geomorfní vývoj východní Margaritifer Sinus, Mars. Adv. Planeta. Geol. Technologická poznámka NASA. 89871, 1-268.
  31. ^ Parker, T. 1985. Geomorfologie a geologie jihozápadní oblasti Margaritifer Sinus-severní Argyre na Marsu, California State University, M. S. Thesis, Los Angeles, Kalifornie
  32. ^ „HiRISE | Obrácené kanály severně od Juventae Chasma (PSP_006770_1760)“. Hirise.lpl.arizona.edu. Citováno 2012-08-18.
  33. ^ Malin, M. a kol. 2010. Přehled vědeckého výzkumu Mars Orbiter Camera v letech 1985-2006. http://marsjournal.org
  34. ^ „Icarus | Ročník 221, vydání 1, probíhá, (září – říjen, 2012)“. Citováno 2012-08-18.
  35. ^ Raeburn, P. 1998. Odhalení tajemství rudé planety Mars. National Geographic Society. Washington DC.
  36. ^ Moore, P. a kol. 1990. Atlas sluneční soustavy. Mitchell Beazley Publishers NY, NY.
  37. ^ McEwen, A. a kol. 2014. Opakující se svahové linie v rovníkových oblastech Marsu. Nature Geoscience 7, 53-58. doi: 10.1038 / ngeo2014
  38. ^ McEwen, A. a kol. 2011. Sezónní toky na teplých svazích Marsu. Věda. 5. srpna 2011. 333, 6043,740-743. DOI: 10.1126 / science.1204816
  39. ^ http://redplanet.asu.edu/?tag=recurring-slope-lineae
  40. ^ Morton, Oliver (2002). Mapování Marsu: Věda, představivost a zrod světa. New York: Picador USA. str. 98. ISBN  0-312-24551-3.
  41. ^ „Atlas Marsu online“. Ralphaeschliman.com. Citováno 16. prosince 2012.
  42. ^ „PIA03467: Širokoúhlá mapa Marsu MGS MOC“. Photojournal. Laboratoř NASA / Jet Propulsion Laboratory. 16. února 2002. Citováno 16. prosince 2012.

externí odkazy

MC-01 Mare Boreum
(funkce)
MC-02 Diacria
(funkce)		MC-03 Arcadia
(funkce)		MC-04 Acidalium
(funkce)		MC-05 Ismenius Lacus
(funkce)		MC-06 Casius
(funkce)		MC-07 Cebrenia
(funkce)
MC-08 Amazonis
(funkce)		MC-09 Tharsis
(funkce)		MC-10 Lunae Palus
(funkce)		MC-11 Oxia Palus
(funkce)		MC-12 Arábie
(funkce)		MC-13 Syrtis Major
(funkce)		MC-14 Amenthes
(funkce)		MC-15 elysium
(funkce)
MC-16 Memnonia
(funkce)		MC-17 Phoenicis Lacus
(funkce)		MC-18 Coprates
(funkce)		MC-19 Margaritifer Sinus
(funkce)		MC-20 Sinus Sabaeus
(funkce)		MC-21 Iapygia
(funkce)		MC-22 Mare Tyrrhenum
(funkce)		MC-23 Aeolis
(funkce)
MC-24 Phaethontis
(funkce)		MC-25 Thaumasia
(funkce)		MC-26 Argyre
(funkce)		MC-27 Noachis
(funkce)		MC-28 Hellas
(funkce)		MC-29 Eridania
(funkce)
MC-30 Mare Australe
(funkce)