Ledovce na Marsu - Glaciers on Mars

Marťanský ledovec z pohledu HiRISE. Ledovec se pohybuje dolů údolím a poté se rozprostírá na pláni. Důkazy o proudění pocházejí z mnoha čar na povrchu. Okrajové hřebeny na konci ledovce jsou pravděpodobně morény. Poloha je v Protonilus Mensae v Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

Ledovce, volně definované jako skvrny aktuálně nebo nedávno tekoucího ledu, jsou považovány za přítomné na velkých, ale omezených plochách moderního marťanského povrchu a lze předpokládat, že byly někdy v minulosti rozšířeny.[1][2] Lobate konvexní prvky na povrchu známé jako prvky viskózního toku a laločnaté zástěry, které ukazují vlastnosti nenewtonovský tok, jsou nyní téměř jednomyslně považovány za skutečné ledovce.[1][3][4][5][6][7][8][9][10]

Řada dalších prvků na povrchu však byla také interpretována jako přímo spojená s tekoucím ledem, jako je například vzteklý terén,[1][11] vyplněná údolí,[12][9] soustředná výplň kráteru,[3][13] a obloukové hřebeny.[10] Sublimace ledového ledu je spojena také s různými povrchovými texturami, které jsou patrné ze snímků středních a polárních oblastí.[14][15][16]

Dnes jsou vlastnosti interpretované jako ledovce do značné míry omezeny na zeměpisné šířky kolem 30 ° zeměpisné šířky.[17] Zvláštní koncentrace se nacházejí v Čtyřúhelník Ismenius Lacus.[2] Na základě současných modelů Marťanská atmosféra, led by neměl být stabilní, pokud je vystaven na povrchu ve středozápadních zeměpisných šířkách.[18] Předpokládá se tedy, že většina ledovců musí být pokryta vrstvou suti nebo prachu, která zabrání volnému přenosu vodní páry ze sublimujícího ledu do vzduchu.[8][18][19] To také naznačuje, že v nedávné geologické minulosti byl klima Marsu musel být odlišný, aby umožnil ledovcům stabilní růst v těchto zeměpisných šířkách.[17] To poskytuje dobrý nezávislý důkaz, že křivolakost Marsu se v minulosti významně změnilo, jak nezávisle naznačuje modelování oběžná dráha Marsu.[20] Důkazy o minulém zalednění se objevují také na vrcholech několika marťanských sopek v tropech.[21][22][23]

Stejně jako ledovce na Zemi, ani ledovce na Marsu nejsou čistým vodním ledem.[1][10] Mnoho z nich obsahuje značné podíly trosek a podstatný počet je pravděpodobně lépe popsán jako skalní ledovce.[23][24][25] Po mnoho let, převážně kvůli modelované nestabilitě vodního ledu ve středních zeměpisných šířkách, kde byly soustředěny předpokládané ledové rysy, se tvrdilo, že téměř všechny ledovce byly skalní ledovce na Marsu.[26] Nedávná přímá pozorování učiněná ze strany SHARAD radarový přístroj na Mars Reconnaissance Orbiter satelit potvrdil, že alespoň některé rysy jsou relativně čistý led, a tedy skutečné ledovce.[6][8] Někteří autoři také tvrdili, že na Marsu se za určitých vzácných podmínek vytvořily ledovce pevného oxidu uhličitého.[27]

Některé krajiny vypadají jako ledovce vycházející z horských údolí na Zemi. Někteří vypadají, že mají vyhloubený střed, vypadající jako ledovec poté, co téměř veškerý led zmizel. Zbývá to morény —Nečistoty a úlomky nesené ledovcem.[28] Tyto předpokládané alpské ledovce se nazývají ledovcovité formy (GLF) nebo ledovcovité toky (GLF).[29] Formy podobné ledovcům jsou pozdější a možná přesnější termín, protože si nemůžeme být jisti, že se struktura aktuálně pohybuje.[30] Další, obecnější termín, který se v literatuře někdy vyskytuje, jsou vlastnosti viskózního toku (VFF).[30]

Radarové studie

Radarové studie s radarem SHAllow (SHARAD) na letišti Mars Reconnaissance Orbiter ukázaly, že zástěry laločnatého odpadu (LDA) a liniové údolní výplně (LVF) obsahují čistý vodní led pokrytý tenkou vrstvou hornin, které led izolovaly.[31][32] Led byl nalezen jak na jižní polokouli [33] a na severní polokouli.[34] Vědci z Institutu Nielse Bohra spojili radarová pozorování s modelováním toku ledu a řekli, že led ve všech marťanských ledovcích je ekvivalentní tomu, co by mohlo pokrýt celý povrch Marsu 1,1 metry ledu. Skutečnost, že led stále existuje, naznačuje, že ho chrání silná vrstva prachu; současné atmosférické podmínky na Marsu jsou takové, že jakýkoli vystavený vodní led by sublimoval.[35][36][37]

Marťanský ledovec pohybující se údolím, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish.

Změny klimatu

Další informace: Voda na Marsu § ledové doby

Předpokládá se, že led se nahromadil, když se orbitální sklon Marsu velmi lišil od současnosti (osa, na které se planeta točí, má značné „zakolísání“, což znamená, že se její úhel v průběhu času mění).[38][39][40] Před několika miliony let byl sklon osy Marsu 45 stupňů namísto současných 25 stupňů. Jeho náklon, nazývaný také šikmý, se velmi liší, protože jej jeho dva malé měsíce nemohou stabilizovat jako náš měsíc.

Předpokládá se, že mnoho prvků na Marsu, zejména v čtyřúhelníku Ismenius Lacus, obsahuje velké množství ledu. Nejoblíbenějším modelem původu ledu je změna klimatu způsobená velkými změnami sklonu rotační osy planety. Občas byl sklon dokonce větší než 80 stupňů[41][42] Velké změny náklonu vysvětlují mnoho funkcí na Marsu bohatých na led.

Studie ukázaly, že když sklon Marsu dosáhne 45 stupňů ze současných 25 stupňů, led již není na pólech stabilní.[43] Kromě toho se při tomto vysokém náklonu sublimují zásoby pevného oxidu uhličitého (suchý led), čímž se zvyšuje atmosférický tlak. Tento zvýšený tlak umožňuje zadržovat více prachu v atmosféře. Vlhkost v atmosféře bude padat jako sníh nebo led zmrzlý na prachová zrna. Výpočty naznačují, že se tento materiál bude koncentrovat ve středních zeměpisných šířkách.[44][45] Obecné cirkulační modely marťanské atmosféry předpovídají akumulaci prachu bohatého na led ve stejných oblastech, kde se nacházejí rysy bohaté na led.[42]Když se náklon začne vracet k nižším hodnotám, led sublimuje (změní se přímo na plyn) a zanechá za sebou zpoždění prachu.[46][47] Vklad zpoždění zakrývá podkladový materiál, takže s každým cyklem vysokých úrovní náklonu zůstává nějaký plášť bohatý na led.[48] Hladká povrchová vrstva pláště pravděpodobně představuje pouze relativní nedávný materiál.

Geomorfologie

Soustředná výplň kráteru, výplň linoliového údolí a laločnaté zástěry trosek

Bylo identifikováno několik typů reliéfu jako pravděpodobně špína a kamenné zbytky pokrývající obrovské zásoby ledu.[49][50][51][52] Soustředná výplň kráteru (CCF) obsahuje desítky až stovky soustředných hřebenů, které jsou způsobeny pohyby někdy stovek metrů silných akumulací ledu v kráterech.[53][54] Lineační výplň údolí (LVF) jsou linie hřebenů v údolích.[55][56][57] Tyto linie se mohly vyvinout, když se jiné ledovce pohybovaly dolů v údolích. Zdá se, že některé z těchto ledovců pocházejí z materiálu, který sedí kolem mes a buttů.[58] Lobatové zástěry trosek (LDA) je název daný těmto ledovcům. Všechny tyto rysy, o nichž se předpokládá, že obsahují velké množství ledu, se nacházejí ve středních zeměpisných šířkách v severní i jižní polokouli.[59][60][61] Tyto oblasti se někdy nazývají Rozrušený terén protože to někdy mrká. Díky vynikajícímu rozlišení kamer na Mars Global Surveyor (MGS) a MRO jsme zjistili, že povrch LDA, LVF a CCF mají složitou spleť vyvýšenin, které se podobají povrchu lidského mozku. Široké hřebeny se nazývají uzavřené buňky mozkový terén a méně časté úzké hřebeny se nazývají mozkový terén s otevřenými buňkami.[62] Předpokládá se, že široký uzavřený buněčný terén stále obsahuje jádro ledu, že i když nakonec zmizí, střed širokého hřebene se zhroutí a vytvoří úzké hřebeny mozkového terénu otevřené buňky. Dnes je všeobecně přijímáno, že ledovec jako formy, zástěry laločnatých trosek, liniové výplně údolí a soustředné výplně jsou příbuzné tím, že mají stejnou povrchovou strukturu. Ledovcové formy v údolích a cirkovité výklenky se mohou splynout s ostatními a vytvářet zástěry laločnatého odpadu. Když se sbíhají protilehlé zástěry laločnatého odpadu, výsledky lineárního plnění údolí [63]

Mnoho z těchto rysů se nachází na severní polokouli v částech hranice zvané Marťanská dichotomie. Marťanská dichotomie se většinou vyskytuje mezi 0 a 70 E. délky.[64] V blízkosti této oblasti jsou oblasti, které jsou pojmenovány podle starověkých jmen: Deuteronilus Mensae, Protonilus Mensae, a Nilosyrtis Mensae.

  • Dobře vyvinuté prohlubně, které vidí HiRISE pod Program HiWish. Dutiny jsou na dně kráteru s koncentrickou výplní kráteru. Poloha je Čtyřúhelník Casius.

  • Detail, který ukazuje trhliny obsahující jámy na podlaze kráteru obsahujícího koncentrickou výplň kráteru, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish. Poloha je Čtyřúhelník Casius.

  • Clanis a Hypsas Valles, jak je viděla HiRISE. Hřebeny jsou pravděpodobně způsobeny ledovcovým tokem. Led je pokryt tenkou vrstvou kamenů. Poloha je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Coloe Fossae Lineační výplň údolí, jak to vidí HiRISE. Měřítko je dlouhé 500 metrů. Poloha je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Linear Valley fill in Ismenius Lacus quadrangle, as seen by HiRISE under Program HiWish.

  • Pohled zblízka na linearizované údolí vyplňující čtyřúhelník Ismenius Lacus, jak ho viděla HiRISE v rámci programu HiWish

  • Blízký, barevný pohled na linearizovanou údolí vyplňující čtyřúhelník Ismenius Lacus, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Údolí ukazuje Lineační výplň údolí, jak je vidět na HiRISE v rámci HiWish programu Lineární údolí je způsobeno pohyby ledu. Poloha je Čtyřúhelník Casius.

  • Linear Valley fill in valley, as seen by HiRISE under HiWish program Lineární údolní tok je ledem pokrytý úlomky. Poloha je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Zavřít, barevný pohled na vyplněnou údolní výplň, jak ji vidí HiRISE v programu HiWish

  • Tato série kreseb ilustruje, proč se vědci domnívají, že mnoho kráterů je plných materiálu bohatého na led. Hloubku kráterů lze předpovědět na základě pozorovaného průměru. Mnoho kráterů je téměř plných, místo aby měly tvar mísy; proto se věří, že získali mnoho materiálu, protože byly vytvořeny nárazem. Hodně z toho extra materiálu je pravděpodobně led, který spadl z oblohy jako sníh nebo ledem pokrytý prach.

  • Široký CTX pohled na mesa zobrazující zástěru laločnatých úlomků (LDA) a lineatovou výplň údolí. Oba jsou považováni za ledovce pokryté troskami. Poloha je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Detailní záběr na zástěru laločnatého odpadu z předchozího snímku mesy CTX. Obrázek ukazuje mozkový terén otevřené buňky a uzavřenou buňku mozkový terén, což je častější. Předpokládá se, že terén mozku s otevřenými buňkami drží jádro ledu. Obrázek pochází z HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Terén mozku s uzavřenými buňkami, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Tento typ povrchu je běžný na zástěrech laločnatého odpadu, koncentrické výplni kráteru a liniové výplni údolí.

  • Terén mozku s otevřenými a uzavřenými buňkami, jak ho vidí HiRISE, v rámci programu HiWish.

  • Lobate debris zástěry (LDA) kolem mesy, jak je vidět na CTX. Mesa a LDA jsou označeny, takže je možné vidět jejich vztah. Radarové studie zjistily, že LDA obsahují led; proto to může být důležité pro budoucí kolonisty Marsu. Poloha je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Detail zástěry laločnatého odpadu (LDA), jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Široký pohled CTX zobrazující mesa a butty se zástěrami laločnatých trosek a lemovaným údolím kolem nich. Poloha je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Lobatujte zástěru trosek kolem mesa, jak je viděno HiRISE v rámci programu HiWish

  • Blízký pohled na zástěru laločnatého odpadu kolem mesy, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish Je vidět mozkový terén.

  • Detail vyplněná údolí (LVF), jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrazu CTX.

Ledovce ve tvaru jazyka

Některé ledovce stékají z hor a jsou formovány překážkami a údolími; dělají jakýsi tvar jazyka.[65]

  • Ledovec ve tvaru jazyka, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Led může v ledovci existovat i dnes, pod izolační vrstvou nečistot. Poloha je Hellasův čtyřúhelník.

  • Ledovec ve tvaru jazyka, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Poloha je Phaethontis čtyřúhelník.

  • Široký pohled na několik ledovců ve tvaru jazyka na stěně kráteru, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish. Ledovce mají různé velikosti a leží na různých úrovních. Některé z nich jsou na následujících obrázcích výrazně zvětšeny.

  • Detailní pohled na čenichy dvou ledovců z předchozího obrázku, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish. Jedná se o vlevo dole na předchozím obrázku.

  • Detail malých ledovců z předchozího snímku, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish. Zdá se, že některé z těchto ledovců se teprve začínají formovat.

  • Detail okraje jednoho z ledovců v dolní části širokého pohledu z předchozího snímku Snímek pořídil HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Detail ledovce ve tvaru jazyka, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Rozlišení je asi 1 metr, takže na tomto obrázku lze vidět objekty o průměru několika metrů. Led může v ledovci existovat i dnes, pod izolační vrstvou nečistot. Poloha je Hellasův čtyřúhelník.

  • Ledovce ve tvaru jazyka jsou označeny šipkami, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Blízký pohled na čenich ledovce, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish Jsou viditelné vysoké středové polygony. Krabice ukazuje velikost fotbalového hřiště.

  • Blízký pohled na vysoce středové polygony poblíž ledovce, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish

  • Blízký pohled na vysoce středové polygony poblíž ledovce, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish Box ukazuje velikost fotbalového hřiště.

  • Blízký pohled na vysoce středové polygony poblíž ledovce, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish

  • Široký pohled na toky ve tvaru jazyka, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bližší pohled na toky ve tvaru jazyka, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bližší pohled na toky ve tvaru jazyka a polygonální terén (který je označen), jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Blízký pohled na polygonální terén poblíž toků ve tvaru jazyka, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

Hummocky úleva

Hummocky úlevu připomínající Severní Švédsko Veiki morény byl nalezen v Nereidum Montes. Reliéf je předpokládán jako výsledek roztavení marťanského ledovce.[66]

Ledovce na sopkách

Mnoho podezřelých ledovců bylo pozorováno na některých velkých marťanských sopkách. Vědci popsali ledovcové usazeniny na Hecates Tholus,[67] Arsia Mons,[68][69] Pavonis Mons,[22] a Olympus Mons.[70]

Vědci to dokazují ledovce existují na mnoha sopkách v Tharsis, včetně Olympus Mons, Ascraeus Mons a Pavonis Mons.[71][22] Ceraunius Tholus možná v minulosti dokonce nechal své ledovce roztavit a vytvořit tak dočasná jezera.[72][73][19][74][75][76][77]

Ledový příkrov

Hlavní článek: Formace Dorsa Argentea

Existuje mnoho důkazů o velkém ledovém příkrovu, který existoval v jižní polární oblasti planety.[78][79][80][81] Velký počet eskers které se tvoří pod ledem. Pole eskers tvoří Formace Dorsa Argentea. Ledový příkrov měl plochu dvakrát větší než plocha státu Texas.[82]

  • Hřebeny, o nichž se věří, že jsou eskery formace Dorsa Argentea, jak je vidět na širokoúhlém MOC Mars Global Surveyor. Bílé šipky ukazují na hřebeny.

Mletý led

Průřez podzemního vodního ledu je vystaven na strmém svahu, který se v tomto vylepšeném barevném pohledu z dálnice jeví jako jasně modrý MRO.[83] Scéna je široká asi 500 metrů. Scarp klesá asi 128 metrů od roviny, ledové pláty sahají od těsně pod povrchem do hloubky 100 metrů nebo více[84]

Mars má obrovské ledovce ukryté pod vrstvou kamenných trosek na širokých plochách ve středních zeměpisných šířkách. Tyto ledovce by mohly být velkou zásobárnou vody podporující život na planetě pro jednoduché formy života a pro budoucí kolonisty.[85] Výzkum Johna Holta z University of Texas v Austinu a dalších zjistil, že jeden ze zkoumaných rysů je třikrát větší než město Los Angeles a má tloušťku až 800 metrů a je jich mnohem více.[86][87]

Některé z ledovcových rysů byly odhaleny vikingskými orbitery NASA v 70. letech. Od té doby byly rysy podobné ledovci studovány stále pokročilejšími přístroji. Mnohem lepší data byla přijata z Mars Global Surveyor, Mars Odyssey, Mars Express, a Mars Reconnaissance Orbiter.

Galerie

  • Kráter Moreux morény a otvory v konvici, jak je vidět na HIRISE. Poloha je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Povrch ukazující vzhled se zakrytím pláště a bez pláště, jak je vidět na HiRISE, pod Program HiWish. Poloha je Terra siréna v Phaethontis čtyřúhelník. Plášť spadl z nebe a může být hlavním zdrojem ledu pro ledovce.

  • Ledovec se pohybuje z údolí, jak je viděno HiRISE v rámci HiWish programu Poloha je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Jezero Romer Ledovec Elephant Foot v Arktidě Země, jak ho vidí Landsat 8. Tento obrázek ukazuje několik ledovců, které mají stejný tvar jako mnoho prvků na Marsu, o nichž se předpokládá, že jsou také ledovce.

  • Ledovec vycházející z údolí, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish Umístění je na okraji Kráter Moreux. Poloha je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Šipka na levém obrázku ukazuje na možná údolí vytesané ledovcem. Obrázek vpravo ukazuje údolí značně zvětšené na snímku Mars Global Surveyor.

  • Vpusti a možné zbytky starého ledovce v kráteru v Eridania čtyřúhelník, severně od velkého kráteru Kepler. Jeden podezřelý ledovec, napravo, má tvar jazyka. Snímek pořídil Mars Global Surveyor v rámci programu Public Target.

  • Mesa dovnitř Čtyřúhelník Ismenius Lacus, jak je vidět na CTX. Mesa má několik ledovců, které jej narušují. Jeden z ledovců je vidět podrobněji na dalších dvou obrázcích z HiRISE. Obrázek z Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Ledovec z pohledu HiRISE pod Program HiWish. Plocha v obdélníku je na další fotografii zvětšena. Nahoře zóna akumulace sněhu. Ledovec se pohybuje dolů údolím a poté se rozprostírá na pláni. Důkazy o proudění pocházejí z mnoha čar na povrchu. Poloha je v Protonilus Mensae v Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Zvětšení oblasti v obdélníku předchozího obrázku. Interpretováno jako terminální moréna ledovce. Snímek pořízený programem HiRISE v rámci programu HiWish. Obrázek z Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Kontext pro další snímek konce prvku toku nebo ledovce. Poloha je Hellasův čtyřúhelník. Snímek pořízený programem HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Detail oblasti v poli na předchozím obrázku. Interpretováno jako terminální moréna ledovce. U měřítka zobrazuje rámeček přibližnou velikost fotbalového hřiště. Obrázek pořízený programem HiRISE v rámci programu HiWish. Poloha je Hellasův čtyřúhelník.

  • Možná moréna na konci minulého ledovce na mohyle Deuteronilus Mensae, jak je vidět na HiRISE, v rámci programu HiWish.

  • Možný ledový kruh v Hellas Planitia, jak je vidět na HiRISE, v rámci programu HiWish. Čáry jsou pravděpodobně způsobeny pohybem z kopce.

  • Ledovce, jak je vidí HiRISE, v rámci programu HiWish. Ledovec vlevo je tenký, protože ztratil velkou část ledu. Ledovec vpravo je naopak silný; stále obsahuje hodně ledu, který je pod tenkou vrstvou špíny a kamení. Poloha je Hellasův čtyřúhelník.

  • Zbytky ledovců, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish. Obrázek z Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Pravděpodobný ledovec, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Radarové studie zjistily, že je tvořen téměř úplně čistým ledem. Zdá se, že se pohybuje z vyvýšeného místa (mesa) vpravo. Poloha je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Přítok Ledovec, jak to vidí HiRISE. Poloha je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Šipky ukazují na tvary podobné bubnu, které se pravděpodobně vytvořily pod ledovcem, jak je vidělo HiRISE, v rámci programu HiWish. Některé tvary vyžadují, aby se pod ledovcem vytvořila kapalná voda. Poloha je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Ledovec na podlaze kráteru, jak je vidět HiRISE v rámci programu HiWish Trhliny v ledovci mohou být praskliny. Na stěně kráteru je také systém vpusti. Poloha je Čtyřúhelník Casius.

  • Ledovec, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish Umístění je Čtyřúhelník Casius.

  • Ledovce pohybující se ve dvou různých údolích, jak je vidět v HiRISE v rámci HiWish programu Location is Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Široký pohled na tok pohybující se dolů údolím, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish Umístění Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Blízký pohled na část ledovce, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish Box ukazuje velikost fotbalového hřiště. Poloha je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Drážky způsobené pohybem ledovce, jak to vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zavřít, barevný pohled na polygony, jak je vidíme v HiRISE v rámci programu HiWish Polygony jsou běžné v půdě bohaté na led.

Interaktivní mapa Marsu

Acheron FossaeAcidalia PlanitiaAlba MonsAmazonis PlanitiaAonia PlanitiaArabia TerraArcadia PlanitiaArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumElysium MonsElysium planitiaKráter GaleHadriaca PateraHellas MontesHellas PlanitiaHesperia planumHoldenův 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. ^ A b C d Série „Povrch Marsu“: Cambridge Planetary Science (č. 6) ISBN  978-0-511-26688-1 Michael H. Carr, geologický průzkum Spojených států, Menlo Park
  2. ^ A b Hugh H. Kieffer (1992). Mars. University of Arizona Press. ISBN  978-0-8165-1257-7. Citováno 7. března 2011.
  3. ^ A b Milliken, R.E .; Mustard, J. F .; Goldsby, D. L. (2003). „Funkce viskózního toku na povrchu Marsu: Pozorování ze snímků Mars Orbiter Camera (MOC) s vysokým rozlišením“. Journal of Geophysical Research. 108 (E6): 5057. Bibcode:2003JGRE..108,5057M. doi:10.1029 / 2002je002005.
  4. ^ Squyres, S.W .; Carr, M.H. (1986). „Geomorfní důkazy o distribuci ledu na Marsu“. Věda. 213 (4735): 249–253. Bibcode:1986Sci ... 231..249S. doi:10.1126 / science.231.4735.249. PMID  17769645. S2CID  34239136.
  5. ^ Head, J.W .; Marchant, D.R .; Dickson, J.L .; Kress, A.M. (2010). „Kritéria pro uznávání depozitů pokrytých troskami ledovců a údolních ledovců“. Planeta Země. Sci. Lett. 294: 306–320. Bibcode:2010E & PSL.294..306H. doi:10.1016 / j.epsl.2009.06.041.
  6. ^ A b Holt, J.W .; et al. (2008). „Radar znějící důkazy pro pohřbené ledovce v jižních středních zeměpisných šířkách Marsu“. Věda. 322 (5905): 1235–1238. Bibcode:2008Sci ... 322.1235H. doi:10.1126 / science.1164246. PMID  19023078. S2CID  36614186.
  7. ^ Morgan, GA; Head, J.W .; Marchant, D.R. (2009). „Lineated valley fill (LVF) and lobate debris aprons (LDA) in the Deuteronilus Mensae northern dichotomy boundary region, Mars: Constraints on the rozměr, věk a epizodicita amazonských glaciálních událostí“. Icarus. 202 (1): 22–38. Bibcode:2009Icar..202 ... 22M. doi:10.1016 / j.icarus.2009.02.017.
  8. ^ A b C Plaut, J.J .; Safaeinili, A .; Holt, J.W .; Phillips, R.J .; Head, J.W .; Sue, R .; Putzig, A. (2009). „Frigeri Radar důkaz ledu v zástěrech laločnatých trosek ve střední severní šířce Marsu“. Geophys. Res. Lett. 36: L02203. Bibcode:2009GeoRL..3602203P. doi:10.1029 / 2008gl036379.
  9. ^ A b Baker, D.M.H .; Head, J.W .; Marchant, D.R. (2010). „Tokové struktury zástěrek laločnatého odpadu a liniového údolí vyplňují severně od Ismeniae Fossae, Mars: Důkazy o rozsáhlém zalednění střední šířky v pozdní Amazonii“. Icarus. 207 (1): 186–209. Bibcode:2010Icar..207..186B. doi:10.1016 / j.icarus.2009.11.017.
  10. ^ A b C Arfstrom, J. (2005). "Pozemské analogy a vzájemné vztahy". Icarus. 174: 321–335. Bibcode:2005Icar..174..321A. doi:10.1016 / j.icarus.2004.05.026.
  11. ^ Lucchitta, Baerbel K (1984). „Led a trosky v rozrušeném terénu, Mars“. Journal of Geophysical Research: Solid Earth. 89 (S02): B409 – B418. Bibcode:1984LPSC ... 14..409L. doi:10.1029 / jb089is02p0b409.
  12. ^ Lucchitta, Baerbel K (1984). „Led a trosky v rozrušeném terénu, Mars“. Journal of Geophysical Research: Solid Earth. 89: B409 – B418. Bibcode:1984LPSC ... 14..409L. doi:10.1029 / jb089is02p0b409.
  13. ^ Levy, Joseph S .; Head, James W .; Marchant, David R. (2009). "Koncentrická výplň kráteru v Utopii Planitia: Historie a interakce mezi ledovcovým" mozkovým terénem "a procesy periglaciálního pláště". Icarus. 202 (2): 462–476. Bibcode:2009Icar..202..462L. doi:10.1016 / j.icarus.2009.02.018.
  14. ^ Hubbard, Bryn; et al. (2011). „Geomorfologická charakterizace a interpretace podoby ledovce střední šířky: Hellas Planitia, Mars“. Icarus. 211 (1): 330–346. Bibcode:2011Icar..211..330H. doi:10.1016 / j.icarus.2010.10.021.
  15. ^ Arfstrom, J (2005). "Pozemské analogy a vzájemné vztahy". Icarus. 174: 321–335. Bibcode:2005Icar..174..321A. doi:10.1016 / j.icarus.2004.05.026.
  16. ^ Arfstrom, J., W. Hartmann. 2018. PŘÍČINY VISKUSOVÝCH POVRCHOVÝCH VZORŮ NA CRATER GREG A DAO VALLIS. 49. konference Lunar and Planetary Science Conference 2018 (Příspěvek LPI č. 2083). 1156.pdf
  17. ^ A b Head, J. W .; et al. (2006). „Rozsáhlé údolní ledovcové usazeniny v severních středních zeměpisných šířkách Marsu: Důkazy o změně klimatu způsobené pozdní amazonskou šikmostí“. Dopisy o Zemi a planetách. 241 (3): 663–671. Bibcode:2006E & PSL.241..663H. doi:10.1016 / j.epsl.2005.11.016.
  18. ^ A b Williams, K. E .; et al. (2008). "Stabilita sněhových balíků střední šířky na Marsu". Icarus. 196 (2): 565–577. Bibcode:2008Icar..196..565W. doi:10.1016 / j.icarus.2008.03.017.
  19. ^ A b Head, J .; Neukum, G .; Jaumann, R .; Hiesinger, H .; Hauber, E .; Carr, M .; Masson, P .; Foing, B .; et al. (2005). „Tropická akumulace sněhu a ledu, tok a zalednění na Marsu od tropických po střední šířku“. Příroda. 434 (7031): 346–350. Bibcode:2005 Natur.434..346H. doi:10.1038 / nature03359. PMID  15772652. S2CID  4363630.
  20. ^ Laskar, Jacques; et al. (2004). „Dlouhodobý vývoj a chaotická difúze množství sluneční záření na Marsu“ (PDF). Icarus. 170 (2): 343–364. Bibcode:2004Icar..170..343L. doi:10.1016 / j.icarus.2004.04.005.
  21. ^ Head, J. W .; et al. (2005). „Tropická akumulace sněhu a ledu, tok a zalednění na Marsu od tropických po střední šířku“. Příroda. 434 (7031): 346–351. Bibcode:2005 Natur.434..346H. doi:10.1038 / nature03359. PMID  15772652. S2CID  4363630.
  22. ^ A b C Shean, David E. (2005). „Původ a vývoj chladného tropického horského ledovce na Marsu: vějířovité ložisko Pavonis Mons“. Journal of Geophysical Research. 110 (E5): E05001. Bibcode:2005JGRE..110.5001S. doi:10.1029 / 2004JE002360.
  23. ^ A b Head, James W .; Marchant, David R. (2003). „Horské ledovce na Marsu studené: západní Arsia Mons“. Geologie. 31 (7): 641–644. Bibcode:2003Geo .... 31..641H. doi:10.1130 / 0091-7613 (2003) 031 <0641: cmgomw> 2.0.co; 2.
  24. ^ Colaprete, Anthony a Bruce M. Jakosky. „Tok ledu a skalní ledovce na Marsu.“ Journal of Geophysical Research: Planets 103.E3 (1998): 5897-5909.
  25. ^ Haeberli, Wilfried; et al. (2006). "Permafrost creep a dynamika skalního ledovce". Permafrost a periglacial procesy. 17 (3): 189–214. doi:10,1002 / ppp.561.
  26. ^ Squyres, Steven W (1978). "Marťanský obávaný terén: Tok erozních nečistot". Icarus. 34 (3): 600–613. Bibcode:1978Icar ... 34..600S. doi:10.1016/0019-1035(78)90048-9.
  27. ^ Kreslavsky, Michail A .; Head, James W. (2011). „Ledovce s oxidem uhličitým na Marsu: Výrobky nedávných epoch s nízkou šikmostí (?)“. Icarus. 216 (1): 111–115. Bibcode:2011Icar..216..111K. doi:10.1016 / j.icarus.2011.08.020.
  28. ^ Milliken, R .; Mustard, J .; Goldsby, D. (2003). „Funkce viskózního toku na povrchu Marsu: Pozorování ze snímků Mars Orbiter Camera (MOC) s vysokým rozlišením“. J. Geophys. Res. 108 (E6): 5057. Bibcode:2003JGRE..108,5057M. doi:10.1029 / 2002JE002005.
  29. ^ Arfstrom, J; Hartmann, W. (2005). „Marťanské tokové rysy, hřebeny podobné morénám a vpusti: pozemské analogy a vzájemné vztahy“. Icarus. 174 (2): 321–335. Bibcode:2005Icar..174..321A. doi:10.1016 / j.icarus.2004.05.026.
  30. ^ A b Hubbard, B .; Milliken, R .; Kargel, J .; Limaye, A .; Souness, C. (2011). „Geomorfologická charakterizace a interpretace podoby ledovce střední šířky: Hellas Planitia, Mars“. Icarus. 211 (1): 330–346. Bibcode:2011Icar..211..330H. doi:10.1016 / j.icarus.2010.10.021.
  31. ^ Plaut, J. a kol. 2008. Radarové důkazy o ledu v zástěrech laločnatých úlomků ve středních zeměpisných šířkách Marsu. Lunární a planetární věda XXXIX. 2290.pdf
  32. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_009535_2240
  33. ^ Holt, J .; Safaeinili, A .; Plaut, J .; Head, J .; Phillips, R .; Seu, R .; Kempf, S .; Choudhary, P .; Young, D .; Putzig, N .; Biccari, D .; Gim, Y. (2008). „Radar znějící důkazy pro pohřbené ledovce v jižních středních zeměpisných šířkách Marsu“. Věda. 322 (5905): 1235–1238. Bibcode:2008Sci ... 322.1235H. doi:10.1126 / science.1164246. PMID  19023078. S2CID  36614186.
  34. ^ Plaut, J .; Safaeinili, A .; Holt, J .; Phillips, R .; Head, J .; Seu, R .; Putzig, N .; Frigeri, A. (2009). „Radarové důkazy o ledu v zástěrech laločnatých trosek ve středních zeměpisných šířkách Marsu“. Geophys. Res. Lett. 36 (2): n / a. Bibcode:2009GeoRL..3602203P. doi:10.1029 / 2008GL036379.
  35. ^ http://spaceref.com/mars/mars-has-belts-of-glaciers-consisting-of-frozen-water.html
  36. ^ https://www.sciencedaily.com/releases/2015/04/150408102701.htm
  37. ^ Karlsson, N .; Schmidt, L .; Hvidberg, C. (2015). „Objem marťanských ledovců střední šířky z radarových pozorování a modelování toku ledu“. Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 42 (8): 2627–2633. Bibcode:2015GeoRL..42,2627 tis. doi:10.1002 / 2015GL063219.
  38. ^ Madeleine, J. a kol. 2007. Mars: Navrhovaný klimatický scénář pro zalednění severní střední šířky. Měsíční planeta. Sci. 38. Abstrakt 1778.
  39. ^ Madeleine, J. a kol. 2009. Amazonské zalednění severní střední šířky na Marsu: Navrhovaný klimatický scénář. Ikar: 203. 300-405.
  40. ^ Mischna, M. a kol. 2003. O orbitálním vynucování cyklů vody a CO2 na Marsu: Obecná studie cirkulačního modelu se zjednodušenými těkavými schématy. J. Geophys. Res. 108. (E6). 5062.
  41. ^ Touma, J .; Wisdom, J. (1993). „Chaotická neoblomnost Marsu“. Věda. 259 (5099): 1294–1297. Bibcode:1993Sci ... 259.1294T. doi:10.1126 / science.259.5099.1294. PMID  17732249. S2CID  42933021.
  42. ^ A b Laskar, J .; Correia, A .; Gastineau, M .; Joutel, F .; Levrard, B .; Robutel, P. (2004). „Dlouhodobý vývoj a chaotická difúze množství sluneční záření na Marsu“ (PDF). Icarus. 170 (2): 343–364. Bibcode:2004Icar..170..343L. doi:10.1016 / j.icarus.2004.04.005.
  43. ^ Levy, J .; Head, J .; Marchant, D .; Kowalewski, D. (2008). „Identifikace sublimačních polygonů s termální kontrakcí na navrhovaném místě přistání ve Phoenixu NASA: Důsledky pro vlastnosti substrátu a morfologickou evoluci řízenou klimatem“. Geophys. Res. Lett. 35 (4): L04202. Bibcode:2008GeoRL..35.4202L. doi:10.1029 / 2007 GL032813.
  44. ^ Levy, J .; Head, J .; Marchant, D. (2009a). „Tepelné kontrakční polygony na Marsu: Klasifikace, distribuce a klimatické důsledky z pozorování HiRISE“. J. Geophys. Res. 114 (E1): E01007. Bibcode:2009JGRE..114.1007L. doi:10.1029 / 2008JE003273.
  45. ^ Hauber, E., D. Reiss, M. Ulrich, F. Preusker, F. Trauthan, M. Zanetti, H. Hiesinger, R. Jaumann, L. Johansson, A. Johnsson, S. Van Gaselt, M. Olvmo. 2011. Vývoj krajiny v marťanských oblastech střední šířky: poznatky z analogických periglaciálních reliéfů na Špicberkách. In: Balme, M., A. Bargery, C. Gallagher, S. Guta (eds). Marťanská geomorfologie. Geologická společnost, Londýn. Speciální publikace: 356. 111-131
  46. ^ Mellon, M .; Jakosky, B. (1995). "Distribuce a chování marťanského přízemního ledu během minulých a současných epoch". J. Geophys. Res. 100 (E6): 11781–11799. Bibcode:1995JGR ... 10011781M. doi:10.1029 / 95je01027.
  47. ^ Schorghofer, N (2007). "Dynamika ledových dob na Marsu". Příroda. 449 (7159): 192–194. Bibcode:2007 Natur.449..192S. doi:10.1038 / nature06082. PMID  17851518. S2CID  4415456.
  48. ^ Madeleine, J., F. Forget, J. Head, B. Levrard, F. Montmessin. 2007. Zkoumání zalednění severní střední šířky pomocí modelu obecné cirkulace. In: Sedmá mezinárodní konference na Marsu. Abstraktní 3096.
  49. ^ Head, J. a D. Marchant. 2006. Důkazy globálního zalednění severní střední šířky v amazonské periodě Marsu: Úlomky ledovců pokryté troskami a ledovcová údolí v pásmu 30–50 N. Měsíční. Planeta. Sci. 37. Abstrakt 1127
  50. ^ Head, J. a D. Marchant. 2006. Úpravy stěn noachovského kráteru v severní Arábii Terra (24 V, 39 s.) Během amazonských ledovcových epoch na severní polovině zeměpisné šířky na Marsu: Povaha a vývoj zástěr Lobate Debris a jejich vztah k liniové výplni a ledovcovým systémům. Měsíční. Planeta. Sci. 37. Abstrakt 1128
  51. ^ Head, J. a kol. 2006. Rozsáhlé údolní ledovcové vklady v severních středních zeměpisných šířkách Marsu: Důkazy o změně klimatu způsobené pozdní amazonskou šikmostí. Planeta Země. Sci. Lett. 241. 663-671
  52. ^ Head, J. a kol. 2006. Úprava hranice dichotomie na Marsu amazonským regionálním zaledněním střední šířky. Geophys. Res Lett. 33
  53. ^ Garvin, J. a kol. 2002. Měsíční planeta. Sci: 33. Abstrakt # 1255.
  54. ^ http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA09662
  55. ^ Carr, M. 2006. Povrch Marsu. Cambridge University Press. ISBN  978-0-521-87201-0
  56. ^ Squyres, S. 1978. Marťanský pražcový terén: Tok erozního debridmu. Ikar: 34. 600-613.
  57. ^ Levy, J. a kol. 2007. Stratigrafie zástěry liniové výplně a laloku trosek v Nilosyrtis Mensae, Mars: Důkazy fází ledové modifikace hranice dichotomie. J. Geophys. Res. 112
  58. ^ Baker, D., et al. 2009. Tokové struktury zástěr laločnatého odpadu a liniového údolí vyplňují severně od Ismeniae Fossae, Mars: Důkazy o rozsáhlém zalednění střední šířky v pozdní Amazonii. Ikar: 207. 186-209.
  59. ^ Marchant, D. a J. Head. 2007. Antarktická suchá údolí: Mikroklimatická zonace, variabilní geomorfní procesy a důsledky pro hodnocení klimatických změn na Marsu. Ikar: 192,187-222
  60. ^ Dickson, J., et al. 2008. Pozdní amazonské zalednění na hranici dichotomie na Marsu: Důkazy pro maxima tloušťky ledovce a více fází ledovce. Geologie: 36 (5) 411-415
  61. ^ Kress, A. a kol. 2006. Povaha přechodu od zástěrek laločnatých sutin k liniové výplni údolí: Mamers Valles, oblast severní Arábie Terra-Deuteronilus Mensae na Marsu. Měsíční. Planeta. Sci. 37. Abstrakt 1323
  62. ^ Levy, J .; Head, J .; Marchant, D. (2009). „Koncentrická výplň kráteru v Utopii Planitia: Historie a interakce mezi ledovcem mozkový terén a periglacial plášťové procesy ". Icarus. 202 (2): 462–476. Bibcode:2009Icar..202..462L. doi:10.1016 / j.icarus.2009.02.018.
  63. ^ Souness, C .; Hubbard, B. (2013). „Alternativní interpretace pozdního amazonského toku ledu: Protonilus Mensae, Mars“. Icarus. 225 (1): 495–505. Bibcode:2013Icar..225..495S. doi:10.1016 / j.icarus.2013.03.030.
  64. ^ Barlow, N. 2008. Mars: Úvod do jejího interiéru, povrchu a atmosféry. Cambridge University Press. ISBN  978-0-521-85226-5
  65. ^ Zapomeňte na F. a kol. 2006. Příběh planety Mars z jiného světa. Praxis Publishing, Chichester, Velká Británie. ISBN  978-0-387-48925-4
  66. ^ Johnsson, A .; Reiss, D .; Hauber, E .; Johnson, M.D .; Olvmo, M .; Hiesinger, H. (2016). Veiki-morény podobné formy v oblasti Nereidum Montes na Marsu: poznatky z analogů v severním Švédsku (PDF). 47. konference o lunární a planetární vědě.
  67. ^ Hauber, E .; Van Gasselt, Stephan; Ivanov, Boris; Werner, Stephanie; Head, James W .; Neukum, Gerhard; Jaumann, Ralf; Greeley, Ronald; Mitchell, Karl L .; Muller, Peter; Spoluřešitelský tým, The Hrsc (2005). „Objev kaldera na boku a velmi mladá ledová aktivita v Hecates Tholus na Marsu.“ Příroda. 434 (7031): 356–61. Bibcode:2005 Natur.434..356H. doi:10.1038 / nature03423. PMID  15772654. S2CID  4427179.
  68. ^ Scanlon, K., J. Head, D. Marchant. 2015. REMNANT BURIED ICE IN ARSIA MONS FAN-SHAPED DEPOSIT, MARS. 46. ​​konference o lunární a planetární vědě. 2266.pdf
  69. ^ Shean, David E .; Head, James W .; Fastook, James L .; Marchant, David R. (2007). „Nedávné zalednění ve vysokých nadmořských výškách na Arsia Mons, Mars: Důsledky pro vznik a vývoj velkých tropických horských ledovců“ (PDF). Journal of Geophysical Research. 112 (E3): E03004. Bibcode:2007JGRE..11203004S. doi:10.1029 / 2006JE002761.
  70. ^ Basilevsky, A .; Werner, S. C.; Neukum, G .; Head, J. W .; Van Gasselt, S .; Gwinner, K .; Ivanov, B. A. (2006). „Geologická nedávná tektonická, vulkanická a fluviální aktivita na východním křídle sopky Olympus Mons, Mars“. Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 33 (13): 13201, L13201. Bibcode:2006GeoRL..3313201B. doi:10.1029 / 2006 GL026396.
  71. ^ http://www.lpi.edu/meetings/polar2003/pdf/8105.pdf[trvalý mrtvý odkaz ]
  72. ^ Fassett, C; Headiii, J (2007). „Tvorba údolí na marťanských sopkách v Hesperianu: Důkazy o roztavení vrcholné sněhové pokrývky, formování kalderského jezera, odvodnění a eroze na Ceraunius Tholus“ (PDF). Icarus. 189 (1): 118–135. Bibcode:2007Icar..189..118F. doi:10.1016 / j.icarus.2006.12.021.
  73. ^ http: //www.mars.asu/christensen/advancedmarsclass/shean_glaciers_2005.pdf[trvalý mrtvý odkaz ]
  74. ^ http://www.marstoday.com/news/viewpr.html?pid=18050[trvalý mrtvý odkaz ]
  75. ^ http://news.brown.edu/pressreleases/2008/04/martian-glaciers
  76. ^ Plaut, Jeffrey J .; Safaeinili, Ali; Holt, John W .; Phillips, Roger J .; Head, James W .; Seu, Roberto; Putzig, Nathaniel E .; Frigeri, Alessandro (2009). „Radarové důkazy o ledu v zástěrech laločnatých úlomků ve středních zeměpisných šířkách Marsu“ (PDF). Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 36 (2): n / a. Bibcode:2009GeoRL..3602203P. doi:10.1029 / 2008GL036379.
  77. ^ Holt, J.W .; Safaeinili, A .; Plaut, J. J .; Young, D. A .; Head, J. W .; Phillips, R. J .; Campbell, B. A .; Carter, L. M .; Gim, Y .; Seu, R .; Sharad Team (2008). „Radar znějící důkazy o ledu v zástěrách Lobate Debris poblíž pánve Hellas ve středních zeměpisných šířkách Marsu“ (PDF). Měsíční a planetární věda. XXXIX (1391): 2441. Bibcode:2008LPI ... 39.2441H.
  78. ^ Allen, C (1979). "Interakce sopky a ledu na Marsu". Journal of Geophysical Research. 84 (B14): 8048–8059. Bibcode:1979JGR .... 84.8048A. doi:10.1029 / jb084ib14p08048.
  79. ^ Howard, 1981
  80. ^ Kargel, J .; Strom, R. (1992). "Starověké zalednění na Marsu". Geologie. 20 (1): 3–7. Bibcode:1992Geo .... 20 .... 3K. doi:10.1130 / 0091-7613 (1992) 020 <0003: AGOM> 2.3.CO; 2.
  81. ^ Head, J, S. Pratt. 2001. Rozsáhlý jižní polární ledový příkrov na Marsu ve věku Hesperianů: Důkazy o masivním tání a ústupu a bočním toku a čekání na tající vodu. J. Geophys. Res.-Planet, 106 (E6), 12275-12299.
  82. ^ Scanlon, K .; et al. (2018). „Formace Dorsa Argentea a přechod Noachian-Hesperian podnebí“. Icarus. 299: 339–363. Bibcode:2018Icar..299..339S. doi:10.1016 / j.icarus.2017.07.031.
  83. ^ Strmé svahy na Marsu odhalují strukturu pohřbeného ledu. Tisková zpráva NASA. 11. ledna 2018.
  84. ^ Dundas, Colin M .; Bramson, Ali M .; Ojha, Lujendra; Wray, James J .; Mellon, Michael T .; Byrne, Shane; McEwen, Alfred S .; Putzig, Nathaniel E .; Viola, Donna; Sutton, Sarah; Clark, Erin; Holt, John W. (2018). „Odkryté podpovrchové ledové příkrovy v marťanských středních zeměpisných šířkách“. Věda. 359 (6372): 199–201. Bibcode:2018Sci ... 359..199D. doi:10.1126 / science.aao1619. PMID  29326269.
  85. ^ http://www.uahirise.org/ESP_049028_2065
  86. ^ .http://www.timesonline.co.uk/tol/news/science/article5200977.ec
  87. ^ Zprávy NBC

externí odkazy