Iapygia čtyřúhelník - Iapygia quadrangle

Iapygia čtyřúhelník
	Mapa Iapygia čtyřúhelníku z Laserový výškoměr Mars Orbiter (MOLA) data. Nejvyšší nadmořské výšky jsou červené a nejnižší modré. Terby (kráter) obsahuje mnoho horninových vrstev.
Souřadnice	15 ° 00 'j. Š 292 ° 30 ′ západní délky / 15 ° J 292,5 ° ZSouřadnice: 15 ° 00 'j. Š 292 ° 30 ′ západní délky / 15 ° J 292,5 ° Z

Obrázek čtyřúhelníku Iapygia (MC-21). Většina regionu obsahuje silně krátery a členité vysočiny. Západ-centrální část obsahuje Huygens kráter. Jižní třetina zahrnuje severní okraj Povodí Hellas.

The Iapygia čtyřúhelník je jednou z řady 30 čtyřúhelníkových map Marsu používá Geologický průzkum Spojených států (USGS) Astrogeologický výzkumný program. Iapygia čtyřúhelník je také označován jako MC-21 (Mars Chart-21).^[1]

The Iapygia čtyřúhelník pokrývá oblast od 270 ° do 315 ° západní délky a od 0 ° do 30 ° jižní šířky Mars. Části regionů Tyrrhena Terra a Terra Sabaea se nacházejí v tomto čtyřúhelníku. Největší kráter v tomto čtyřúhelníku je Huygens. Některé zajímavé funkce v tomto čtyřúhelníku jsou hráze.^[2] mnoho vrstev nalezených v kráteru Terby a přítomnost uhličitanů na okraji kráteru Huygens.^[3]

Hráze

V blízkosti Huygens, zejména jen na východ od ní, je řada úzkých hřebenů, které se zdají být zbytky hráze, jako ti kolem Shiprock, Nové Mexiko. Hráze byly kdysi pod povrchem, ale nyní byly erodovány. Hráze jsou magma - praskliny plné, které se často nesou láva na povrch. Hráze podle definice protínají vrstvy hornin. Některé hráze na Zemi jsou spojeny s minerální vklady.^[2] Objevování hrází na Marsu znamená, že budoucí kolonisté budou pravděpodobně schopni těžit potřebné minerály na Marsu, místo aby je přepravovali celou cestu z Země.

Některé funkce vypadají jako hráze, ale může to být to, čemu se říká lineární hřebenové sítě.^[4] Hřebeny se často objevují jako většinou přímé segmenty, které se protínají mřížovitě. Jsou stovky metrů dlouhé, desítky metrů vysoké a několik metrů široké. Předpokládá se, že dopady vytvořily zlomeniny na povrchu; tyto zlomeniny později fungovaly jako kanály pro tekutiny. Tekutiny stmelily struktury. Postupem času byl okolní materiál rozrušen a zanechal po sobě tvrdé hřebeny. Vzhledem k tomu, že se hřebeny vyskytují na místech s jílem, mohly by tyto útvary sloužit jako značka pro jíl, který pro svůj vznik vyžaduje vodu. Voda zde mohla podpořit život.^[5]^[6]^[7]

Hráz poblíž kráteru Huygens se zobrazí jako úzká tmavá čára probíhající od levého horního rohu po pravého dolního, jak je vidět na THEMIS.
Možné hráze, jak to vidí HiRISE pod Program HiWish Šipky ukazují na možné hráze, které vypadají jako relativně rovné, úzké hřebeny.
Možná hráz, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Hřebeny, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish Mohou to být hráze vytvořené v důsledku nárazu.
Zblízka hřebenů, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish. Poznámka: Toto je zvětšení předchozího obrázku.

Vrstvy

Mnoho míst na Marsu ukazuje kameny uspořádané ve vrstvách. Hornina může vytvářet vrstvy různými způsoby. Sopky, vítr nebo voda mohou vytvářet vrstvy.^[8]

Podrobnou diskuzi o vrstvení s mnoha příklady Marsu lze najít v Sedimentární geologii Marsu.^[9] Vrstvy lze tvrdit působením podzemní vody. Marťanská podzemní voda se pravděpodobně pohybovala stovky kilometrů a při tom rozpouští mnoho minerálů ze skály, kterou procházela. Když povrchy podzemní vody v nízkých oblastech obsahují sedimenty, voda se odpařuje v tenké atmosféře a zanechává minerály jako usazeniny nebo cementační prostředky. V důsledku toho nemohly vrstvy prachu později snadno erodovat, protože byly slepeny dohromady.

,

Vrstvy v údolí východně od kráteru Terby, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish
Vrstvy v kráteru Terby, jak je vidět HiRISE. Když byla nádrž Hellas naplněna vodou, mohly se vytvořit vrstvy.
Kráter Terby vrstev, jak je vidí HiRISE.
Kopy v kráterech, jako je Henry, vznikají erozí vrstev, které byly uloženy po nárazu.
Vrstvy, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Vrstvy, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

Široký pohled na vrstvené funkce, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish
Bližší pohled na vrstvy s rozpadajícími se kameny na kostky, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish
Zavřít pohled na vrstvy, jak je vidět HiRISE v programu HiWish
Zavřít pohled na vrstvy, jak je vidět HiRISE v programu HiWish

Široký pohled na vrstvy, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish
Zavřít pohled na vrstvy, jak je vidět HiRISE v programu HiWish
Bližší pohled na vrstvy, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish Obdélník ukazuje velikost fotbalového hřiště pro měřítko.
Zavřít pohled na vrstvy, jak je vidět HiRISE v programu HiWish
Vrstvy, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

Široký pohled na vrstvy, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish
Zavřít pohled na vrstvy, jak je vidět HiRISE v programu HiWish
Zavřít, barevné zobrazení vrstev, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish
Zavřít, barevné zobrazení vrstev, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish
Vrstvy, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish Světle tónované vrstvy mohou obsahovat minerály bohaté na vodu.
Zavřít, barevné zobrazení vrstev, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish

Krátery

Impaktní krátery mají obecně okraj s ejectou kolem, na rozdíl od sopečných kráterů obvykle nemají okraj nebo usazeniny ejecta.^[10] Krátery někdy zobrazují vrstvy. Protože srážka, která způsobí kráter, je jako silná exploze, jsou kameny z hlubokého podzemí házeny na povrch. Krátery nám tedy mohou ukázat, co leží hluboko pod povrchem.

Malý kráter v Kráter Schaeberle, jak to vidí HiRISE. Obrázek vpravo představuje zvětšení druhého obrázku. Měřítko je dlouhé 500 metrů.
Kráter Winslow, jak to vidí HiRISE. Měřítko je dlouhé 1000 metrů. Kráter je pojmenován po městě Winslow, Arizona, jen na východ od Kráter meteorů kvůli jeho podobné velikosti a infračerveným vlastnostem.
Kráter Saheki Alluvial Fan, jak je vidět HiRISE.
Kráter Saheki, jak ho vidí HiRISE.
Detail vrstev kráteru Saheki, jak je viděla HiRISE.
Kráter Suzhi, jak je vidět z kamery CTX (zapnuto Mars Reconnaissance Orbiter ). Světle tónovaná vrstva je viditelná na podlaze.
Rozšíření zesvětlené vrstvy na podlaze kráteru Suzhi, jak je viděno HiRISE, v rámci programu HiWish. Šipka ukazuje na malý kráter, který obsahuje lehce tónovaný materiál.
Kráter Jarry-Desloges, jak je vidět z kamery CTX (zapnuto Mars Reconnaissance Orbiter ).
Duny na podlaze kráteru Jarry-Desloges, jak je vidět z kamery CTX (zapnuto Mars Reconnaissance Orbiter ). Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrazu kráteru Jarry-Desloges.
Kráter Fournier, jak jej vidí kamera CTX (onMars Reconnaissance Orbiter). Uprostřed je vidět centrální kopec.
Kráter Niesten, jak je vidět z kamery CTX (na Marsu Reconnaissance Orbiter) a MOLA. Barvy MOLA ukazují převýšení. Obraz CTX pocházel z obdélníku zobrazeného na obrázku MOLA.
Kráter Millochau, jak je vidět z kamery CTX (zapnuto Mars Reconnaissance Orbiter ).
Vrstvy na nepojmenované stěně kráteru, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish

Uhličitany

Uhličitany (uhličitany vápenaté nebo železné) byly objeveny v kráteru na okraji kráteru Huygens.^[11]^[12] Náraz na materiál vystavený ráfku, který byl vyhlouben při nárazu, který vytvořil Huygens. Tyto minerály představují důkaz toho, že Mars měl kdysi silnější atmosféru oxidu uhličitého s hojnou vlhkostí. Tyto druhy uhličitanů se tvoří pouze při velkém množství vody. Byli nalezeni u Kompaktní průzkumný zobrazovací spektrometr pro Mars (CRISM) nástroj na Mars Reconnaissance Orbiter. Dříve přístroj detekoval jílové minerály. Uhličitany byly nalezeny poblíž jílových minerálů. Oba tyto minerály se tvoří ve vlhkém prostředí. Předpokládá se, že miliardy let byl Mars mnohem teplejší a vlhčí. V té době by se uhličitany tvořily z vody a atmosféry bohaté na oxid uhličitý. Později by byla ložiska uhličitanu pohřbena. Dvojitý náraz nyní odhalil minerály. Země má obrovské karbonátové usazeniny v podobě vápenec.^[3]

Kráter Huygens s kruhem ukazujícím místo, kde byl objeven uhličitan. Toto ložisko může představovat dobu, kdy měl Mars na svém povrchu bohatou tekutou vodu. Měřítko je dlouhé 259 km.

Důkazy o řekách

Existují obrovské důkazy o tom, že voda jednou tekla v údolích řek na Marsu. Snímky zakřivených kanálů byly pozorovány na snímcích z kosmické lodi Marsu z počátku sedmdesátých let pomocí orbiteru Mariner 9.^[13]^[14]^[15]^[16] Vallis (množný Valles) je latinský slovo pro údolí. Používá se v planetární geologie pro pojmenování landform funkce na jiných planetách, včetně toho, co by mohla být stará říční údolí, která byla objevena na Marsu, když byly sondy poprvé vyslány na Mars. Vikingští orbitáři způsobili revoluci v našich představách o voda 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.^[10]^[17]^[18] Některé údolí na Marsu (Mangala Vallis, Athabasca Vallis, Granicus Vallis a Tinjar Valles) zjevně začínají chytat. Na druhou stranu, některé z velkých výtokových kanálů začínají v sutinami vyplněných nízkých oblastech zvaných chaos nebo chaotický terén. Předpokládá se, že pod tlakem pod silnou kryosférou (vrstvou zmrzlé země) bylo pod tlakem zachyceno obrovské množství vody, poté byla voda náhle uvolněna, možná když byla kryosféra zlomena chybou.^[19]^[20]

Kanál ve větším kanálu, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish
Libye Montes s údolními sítěmi (THEMIS).
Kanál poblíž kráteru Huygens - HiRISE v rámci programu HiWish
Kanál - HiRISE v rámci programu HiWish.
Kanál, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Kanál, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Kanály, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Kanály, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Kanály, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Široký pohled na vrstvy, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish
Zavřít pohled na vrstvy z předchozího obrázku, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish
Kanál, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Kanál, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Kanály, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

Duny

Iapygia čtyřúhelník obsahuje některé duny. Někteří z nich jsou barchani. Obrázky níže ukazují písečné duny v tomto čtyřúhelníku. Když jsou perfektní podmínky pro výrobu písečných dun, stálý vítr v jednom směru a jen tolik písku, vytvoří se písečná duna Barchan. Barchani mají mírný sklon na straně větru a mnohem strmější sklon na straně závětří, kde se často tvoří rohy nebo zářez.^[21] Může se zdát, že se celá duna pohybuje větrem. Pozorování dun na Marsu nám může říci, jak silné jsou větry a také jejich směr. Pokud jsou snímky pořizovány v pravidelných intervalech, lze na duně nebo na vlnách na povrchu duny vidět změny. Na Marsu mají duny často tmavou barvu, protože byly vytvořeny ze společného vulkanického skalního čediče. V suchém prostředí se tmavé minerály v čediči, jako je olivín a pyroxen, nerozkládají jako na Zemi. Ačkoli vzácný, nějaký tmavý písek se nachází na Havaji, který má také mnoho sopek vypouštějících čedič. Barchan je ruský výraz, protože tento typ duny byl poprvé spatřen v pouštních oblastech Turkistánu.^[22] Část větru na Marsu vzniká, když se na jaře zahřívá suchý led u pólů. V té době tuhý oxid uhličitý (suchý led) sublimuje nebo se mění přímo na plyn a spěchá pryč vysokou rychlostí. Každý marťanský rok 30% oxidu uhličitého v atmosféře zamrzne a pokryje pól, který prožívá zimu, takže existuje velký potenciál pro silný vítr.^[23]

Písek duny často se tvoří v nízkých oblastech (Mars Global Surveyor ).
Duny dovnitř Schaeberle (marťanský kráter) , jak je vidět na HiRISE v rámci programu HiWish.
Duny a krátery, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish

Sesuvy půdy

Sesuv půdy v kráteru, jak ho viděla HiRISE v rámci programu HiWish

Další funkce v Iapygia čtyřúhelníku

Povrch se rozpadá na bloky ve tvaru krychle, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish
Vpusti v kráteru, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish
Kámen se rozpadá na kostky, jak to vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Kontakt zobrazující světlé a tmavě tónované materiály, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish Světle tónované materiály obvykle obsahují vodu v minerálech.

Ostatní čtyřúhelníky Marsu

Klikací obrázek z 30 kartografických čtyřúhelníky Marsu, definované USGS.^[24]^[25] Čísla čtyřúhelníků (počínaje MC pro „Mars Chart“)^[26] a jména odkazují na odpovídající články. Sever je nahoře; 0 ° severní šířky 180 ° Z / 0 ° severní šířky 180 ° západní délky je zcela vlevo na rovník. Mapové snímky pořídil Mars Global Surveyor.

()

Interaktivní mapa Marsu

Interaktivní 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

^ 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.
^ ^A ^b Head, J. a kol. 2006. Systém obrovských hrází Huygens-Hellas na Marsu: implikace pro pozdní noachiansko-ranněesperianský vulkanický resurfacing a klimatický vývoj. Geologie. 34: 4: 285-288.
^ ^A ^b „Některé z chybějícího oxidu uhličitého na Marsu mohou být pohřbeny“.
^ Head, J., J. Mustard. 2006. Breccia hráze a poruchy kráterů v impaktních kráterech na Marsu: Eroze a expozice na dně kráteru o průměru 75 km na hranici dichotomie, Meteorit. Planet Science: 41, 1675-1690.
^ Mangold a kol. 2007. Mineralogie oblasti Nili Fossae s údaji OMEGA / Mars Express: 2. Vodná alterace kůry. J. Geophys. Res., 112, doi: 10.1029 / 2006JE002835.
^ Mustard et al., 2007. Mineralogie regionu Nili Fossae s údaji OMEGA / Mars Express: 1. Starodávná dopadová tavenina v povodí Isidis a důsledky pro přechod z Noachian do Hesperian, J. Geophys. Res., 112.
^ Mustard et al., 2009. Složení, morfologie a stratigrafie Noachianovy kůry kolem pánve Isidis, J. Geophys. Res., 114, doi: 10.1029 / 2009JE003349.
^ „HiRISE | Vědecký experiment se zobrazováním ve vysokém rozlišení“. Hirise.lpl.arizona.edu?psp_008437_1750. Citováno 2012-08-04.
^ Grotzinger, J. a R. Milliken (eds.). 2012. Sedimentární geologie Marsu. SEPM.
^ ^A ^b Hugh H. Kieffer (1992). Mars. University of Arizona Press. ISBN 978-0-8165-1257-7. Citováno 7. března 2011.
^ Wray, J., et al. 2016. Orbitální důkazy o rozšířenějších karbonátových horninách na Marsu. Journal of Geophysical Research: Planets: 121, Issue 4
^ Wray, James J .; Murchie, Scott L .; Bishop, Janice L .; Ehlmann, Bethany L .; Milliken, Ralph E .; Wilhelm, Mary Beth; Seelos, Kimberly D .; Chojnacki, Matthew (2016). „Orbitální důkazy o rozšířenějších karbonátových horninách na Marsu“. Journal of Geophysical Research: Planets. 121 (4): 652–677. Bibcode:2016JGRE..121..652W. doi:10.1002 / 2015JE004972.
^ Baker, V. 1982. Kanály Marsu. Univ. of Tex. Press, Austin, TX
^ Baker, V., R. Strom, R., V. Gulick, J. Kargel, G. Komatsu, V. Kale. 1991. Starověké oceány, ledové příkrovy a hydrologický cyklus na Marsu. Příroda 352, 589–594.
^ Carr, M. 1979. Tvorba marťanských povodňových charakteristik uvolňováním vody z uzavřených kolektorů. J. Geophys. Res. 84, 2995–300.
^ Komar, P. 1979. Porovnání hydrauliky vodních toků v odtokových kanálech Marsu s průtoky podobného rozsahu na Zemi. Ikar 37, 156–181.
^ Raeburn, P. 1998. Odhalení tajemství rudé planety Mars. National Geographic Society. Washington DC.
^ Moore, P. a kol. 1990. Atlas sluneční soustavy. Mitchell Beazley Publishers NY, NY.
^ Carr, M. 1979. Tvorba povodňových charakteristik Marsu uvolňováním vody z uzavřených kolektorů. J. Geophys. Res. 84: 2995-3007.
^ Hanna, J. a R. Phillips. 2005. Tektonické tlakování vodonosných vrstev při formování Mangaly a Athabascy Valles na Marsu. LPSC XXXVI. Abstraktní 2261.
^ Pye, Kenneth; Haim Tsoar (2008). Liparské písky a písečné duny. Springer. str. 138. ISBN 9783540859109.
^ "Barchan | písečná duna".
^ Mellon, J. T .; Feldman, W. C .; Prettyman, T. H. (2003). "Přítomnost a stabilita přízemního ledu na jižní polokouli Marsu". Icarus. 169 (2): 324–340. Bibcode:2004Icar..169..324M. doi:10.1016 / j.icarus.2003.10.022.
^ Morton, Oliver (2002). Mapování Marsu: Věda, představivost a zrod světa. New York: Picador USA. str. 98. ISBN 0-312-24551-3.
^ „Atlas Marsu online“. Ralphaeschliman.com. Citováno 16. prosince 2012.
^ „PIA03467: Širokoúhlá mapa Marsu MGS MOC“. Photojournal. Laboratoř NASA / Jet Propulsion Laboratory. 16. února 2002. Citováno 16. prosince 2012.

externí odkazy

[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.

[Head,_J._2006-2] A ^b Head, J. a kol. 2006. Systém obrovských hrází Huygens-Hellas na Marsu: implikace pro pozdní noachiansko-ranněesperianský vulkanický resurfacing a klimatický vývoj. Geologie. 34: 4: 285-288.

[jpl.nasa.gov-3] A ^b „Některé z chybějícího oxidu uhličitého na Marsu mohou být pohřbeny“.

[4] Head, J., J. Mustard. 2006. Breccia hráze a poruchy kráterů v impaktních kráterech na Marsu: Eroze a expozice na dně kráteru o průměru 75 km na hranici dichotomie, Meteorit. Planet Science: 41, 1675-1690.

[5] Mangold a kol. 2007. Mineralogie oblasti Nili Fossae s údaji OMEGA / Mars Express: 2. Vodná alterace kůry. J. Geophys. Res., 112, doi: 10.1029 / 2006JE002835.

[6] Mustard et al., 2007. Mineralogie regionu Nili Fossae s údaji OMEGA / Mars Express: 1. Starodávná dopadová tavenina v povodí Isidis a důsledky pro přechod z Noachian do Hesperian, J. Geophys. Res., 112.

[7] Mustard et al., 2009. Složení, morfologie a stratigrafie Noachianovy kůry kolem pánve Isidis, J. Geophys. Res., 114, doi: 10.1029 / 2009JE003349.

[8] „HiRISE | Vědecký experiment se zobrazováním ve vysokém rozlišení“. Hirise.lpl.arizona.edu?psp_008437_1750. Citováno 2012-08-04.

[9] Grotzinger, J. a R. Milliken (eds.). 2012. Sedimentární geologie Marsu. SEPM.

[Kieffer1992-10] A ^b Hugh H. Kieffer (1992). Mars. University of Arizona Press. ISBN 978-0-8165-1257-7. Citováno 7. března 2011.

[11] Wray, J., et al. 2016. Orbitální důkazy o rozšířenějších karbonátových horninách na Marsu. Journal of Geophysical Research: Planets: 121, Issue 4

[12] Wray, James J .; Murchie, Scott L .; Bishop, Janice L .; Ehlmann, Bethany L .; Milliken, Ralph E .; Wilhelm, Mary Beth; Seelos, Kimberly D .; Chojnacki, Matthew (2016). „Orbitální důkazy o rozšířenějších karbonátových horninách na Marsu“. Journal of Geophysical Research: Planets. 121 (4): 652–677. Bibcode:2016JGRE..121..652W. doi:10.1002 / 2015JE004972.

[13] Baker, V. 1982. Kanály Marsu. Univ. of Tex. Press, Austin, TX

[14] Baker, V., R. Strom, R., V. Gulick, J. Kargel, G. Komatsu, V. Kale. 1991. Starověké oceány, ledové příkrovy a hydrologický cyklus na Marsu. Příroda 352, 589–594.

[15] Carr, M. 1979. Tvorba marťanských povodňových charakteristik uvolňováním vody z uzavřených kolektorů. J. Geophys. Res. 84, 2995–300.

[16] Komar, P. 1979. Porovnání hydrauliky vodních toků v odtokových kanálech Marsu s průtoky podobného rozsahu na Zemi. Ikar 37, 156–181.

[17] Raeburn, P. 1998. Odhalení tajemství rudé planety Mars. National Geographic Society. Washington DC.

[18] Moore, P. a kol. 1990. Atlas sluneční soustavy. Mitchell Beazley Publishers NY, NY.

[19] Carr, M. 1979. Tvorba povodňových charakteristik Marsu uvolňováním vody z uzavřených kolektorů. J. Geophys. Res. 84: 2995-3007.

[20] Hanna, J. a R. Phillips. 2005. Tektonické tlakování vodonosných vrstev při formování Mangaly a Athabascy Valles na Marsu. LPSC XXXVI. Abstraktní 2261.

[Pye2008-21] Pye, Kenneth; Haim Tsoar (2008). Liparské písky a písečné duny. Springer. str. 138. ISBN 9783540859109.

[22] "Barchan | písečná duna".

[icarus169-23] Mellon, J. T .; Feldman, W. C .; Prettyman, T. H. (2003). "Přítomnost a stabilita přízemního ledu na jižní polokouli Marsu". Icarus. 169 (2): 324–340. Bibcode:2004Icar..169..324M. doi:10.1016 / j.icarus.2003.10.022.

[mapping_mars-24] Morton, Oliver (2002). Mapování Marsu: Věda, představivost a zrod světa. New York: Picador USA. str. 98. ISBN 0-312-24551-3.

[25] „Atlas Marsu online“. Ralphaeschliman.com. Citováno 16. prosince 2012.

[26] „PIA03467: Širokoúhlá mapa Marsu MGS MOC“. Photojournal. Laboratoř NASA / Jet Propulsion Laboratory. 16. února 2002. Citováno 16. prosince 2012.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]