Phaethontis čtyřúhelník - Phaethontis quadrangle

Phaethontis čtyřúhelník
USGS-Mars-MC-24-PhaethontisRegion-mola.png
Mapa Phaethontis čtyřúhelníku z Laserový výškoměr Mars Orbiter (MOLA) data. Nejvyšší nadmořské výšky jsou červené a nejnižší modré.
Souřadnice47 ° 30 'j. Š 150 ° 00 ′ západní délky / 47,5 ° J 150 ° Z / -47.5; -150Souřadnice: 47 ° 30 'j. Š 150 ° 00 ′ západní délky / 47,5 ° J 150 ° Z / -47.5; -150
Obrázek čtyřúhelníku Phaethontis (MC-24). V regionu dominují silně krátery vysočiny a nízko položené oblasti, které tvoří relativně hladké pláně.

The Phaethontis čtyřúhelník je jednou z řady 30 čtyřúhelníkových map Marsu používá Geologický průzkum Spojených států (USGS) Astrogeologický výzkumný program. Phaethontis čtyřúhelník se také označuje jako MC-24 (Mars Chart-24).[1]

Jméno pochází z Phaethon, syn Helios.[2]

Čtyřúhelník Phaethontis leží mezi 30 ° a 65 ° jižní šířky a 120 ° a 180 ° západní délky na Mars. V tomto rozsahu zeměpisné šířky bylo objeveno mnoho vpustí. Stará funkce v této oblasti, tzv Terra siréna leží v tomto čtyřúhelníku; Mars Reconnaissance Orbiter objevil tam železné / hořečnaté smektity.[3] Část tohoto čtyřúhelníku obsahuje tzv Elektrické vklady, ložisko o tloušťce 100–200 metrů (330–660 ft). Je světle tónovaný a zdá se, že je slabý kvůli několika balvanům.[4] Mezi skupinou velkých kráterů je Mariner Crater, poprvé pozorováno Mariner IV kosmická loď v létě roku 1965. Byla pojmenována podle této kosmické lodi.[5][stránka potřebná ] Nízká oblast v Terra siréna Předpokládá se, že kdysi drželo jezero, které nakonec odtékalo Ma'adim Vallis.[6][7][8][stránka potřebná ] Ruský Mars 3 sonda přistála v čtyřhranu Phaethontis na 44,9 ° jižní šířky a 160,1 ° západní šířky v prosinci 1971. Přistála rychlostí 75 km za hodinu, ale přežila, aby vyslala zpět signál 20 sekund, poté zemřela. Jeho zpráva se právě objevila jako prázdná obrazovka.[9][stránka potřebná ]

Marťanské vpusti

Hlavní článek: Marťanské vpusti

Phaethontis čtyřúhelník je umístění mnoha vpustí, které mohou být způsobeny nedávnou tekoucí vodou. Některé se nacházejí v Gorgonum Chaos[10][11] a v mnoha kráterech poblíž velkých kráterů Copernicus a Newton (marťanský kráter).[12][13] Vpusti se vyskytují na strmých svazích, zejména na stěnách kráterů. Předpokládá se, že vpusti jsou relativně mladí, protože mají jen málo kráterů, pokud vůbec nějaké. Leží navíc na písečných dunách, které jsou samy považovány za docela mladé. Obvykle má každá rokle výklenek, kanál a zástěru. Některé studie zjistily, že rokle se vyskytují na svazích, které směřují všemi směry,[14] jiní zjistili, že větší počet vpustí se nachází na svazích směřujících k pólu, zejména od 30-44 j.[15]

Ačkoli bylo předloženo mnoho nápadů k jejich vysvětlení,[16] nejoblíbenější zahrnují kapalnou vodu pocházející z vodonosná vrstva, od tání na základně staré ledovce, nebo z tání ledu v zemi, když bylo teplejší podnebí.[17][18] Kvůli dobré možnosti, že se na jejich tvorbě podílela kapalná voda a že mohou být velmi mladí, jsou vědci nadšení. Možná jsou rokle tam, kam bychom měli jít, abychom našli život.

Existují důkazy pro všechny tři teorie. Většina hlav odtokových výklenků se vyskytuje na stejné úrovni, jak by se dalo očekávat vodonosná vrstva. Různá měření a výpočty ukazují, že kapalná voda by mohla existovat ve vodonosných vrstvách v obvyklých hloubkách, kde začínají vpusti.[17] Jednou z variant tohoto modelu je, že stoupá horko magma mohl roztát led v zemi a způsobit proudění vody do zvodnělých vrstev. Vodonosné vrstvy jsou vrstva, která umožňuje průtok vody. Mohou se skládat z porézního pískovce. Vrstva zvodnělé vrstvy by byla posazena na další vrstvu, která brání tomu, aby voda klesala (z geologického hlediska by se tomu říkalo nepropustná). Protože je zabráněno tomu, aby voda ve vodonosné vrstvě klesala, jediný směr, kterým může zachycená voda proudit, je vodorovný. Nakonec by voda mohla vytéct na povrch, když aquifer dosáhne zlomu - jako stěna kráteru. Výsledný tok vody by mohl narušit zeď a vytvořit vpusti.[19] Podvodní vrstvy jsou na Zemi zcela běžné. Dobrým příkladem je „Weeping Rock“ Národní park Zion Utah.[20]

Pokud jde o další teorii, velká část povrchu Marsu je pokryta tlustým hladkým pláštěm, o kterém se předpokládá, že je směsí ledu a prachu.[21][22][23] Tento plášť bohatý na led, tlustý několik metrů, vyhlazuje zemi, ale místy má hrbolatou strukturu připomínající povrch basketbalu. Plášť může být jako ledovec a za určitých podmínek by se led, který je smíchán s pláštěm, mohl roztavit a stékat po svazích a vytvářet vpusti.[24][25] Protože na tomto plášti je několik kráterů, je plášť relativně mladý. Vynikající pohled na tento plášť je zobrazen níže na obrázku Ptolemaeus Crater Rim, jak je vidět HiRISE.[26]Plášť bohatý na led může být výsledkem klimatických změn.[27] Změny na oběžné dráze a sklonu Marsu způsobují významné změny v distribuci vodního ledu z polárních oblastí až do zeměpisných šířek ekvivalentních Texasu. V určitých klimatických obdobích opouští vodní pára polární led a vstupuje do atmosféry. Voda se vrací na zem v nižších zeměpisných šířkách jako nánosy mrazu nebo sněhu, které jsou velkoryse smíšeny s prachem. Atmosféra Marsu obsahuje velké množství jemných prachových částic. Vodní pára bude na částicích kondenzovat a poté v důsledku další hmotnosti vodního povlaku spadne na zem. Když je Mars v největším sklonu nebo šikmosti, mohly být z letní ledové čepičky odstraněny až 2 cm ledu a uloženy ve středních zeměpisných šířkách. Tento pohyb vody mohl trvat několik tisíc let a vytvořit vrstvu sněhu tlustou až asi 10 metrů.[28][29] Když se led v horní části plášťové vrstvy vrací zpět do atmosféry, zanechává za sebou prach, který izoluje zbývající led.[30] Měření nadmořských výšek a sklonů vpustí podporuje myšlenku, že sněhové pokrývky nebo ledovce jsou spojeny s vpusti. Strmější svahy mají více stínu, který by chránil sníh.[15]Vyšší nadmořské výšky mají mnohem méně vpustí, protože led by měl tendenci sublimovat více v řídkém vzduchu vyšší nadmořské výšky.[31]

Třetí teorie je možná možná, protože změny klimatu mohou stačit k tomu, aby se led v zemi jednoduše rozpustil a vytvořil tak vpusti. Během teplejšího podnebí se prvních několik metrů půdy mohlo roztát a vytvořit „tok trosek“ podobný těm na suchém a chladném východním pobřeží Grónska.[32] Jelikož se vpusti vyskytují na strmých svazích, je pro zahájení toku zapotřebí pouze malé snížení smykové pevnosti půdních částic. Malé množství kapalné vody z roztaveného mletého ledu by mohlo stačit.[33][34] Výpočty ukazují, že třetinu mm odtoku lze vyrobit každý den po dobu 50 dnů každého marťanského roku, a to i za současných podmínek.[35]

  • Electris Deposit, jak to vidí HiRISE Na rozdíl od níže uvedených drsných materiálů je elektrizovaný nátěr v obraze světlý a hladký. Poloha je Phaethontis quadrangle.

  • Vrstvy ve světle tónovaném Electris Deposit, jak je vidět HiRISE na Mars Reconnaissance Orbiter. Vpusti jsou viditelné vlevo.

  • Gorgonum Chaos jak to vidí Mars Reconnaissance Orbiter HiRISE. Obrázek široký asi 4 km.

  • Skupina vpustí na severní stěně kráteru, který leží západně od kráteru Newton (41,3047 stupně jižní šířky, 192,89 východní délky). Snímek pořízený s Mars Global Surveyor pod Program veřejného cílení MOC.

  • Kráterová zeď uvnitř Mariner Crater ukazuje velkou skupinu vpustí, jak je vidět HiRISE.

  • Kráter Ptolemaeus Rim, jak to vidí HiRISE. Kliknutím na obrázek zobrazíte vynikající pohled na uložení pláště.

  • Vpusti. Všimněte si, jak se kanály křiví kolem překážek, jak je vidí HiRISE.

  • Gully s větvemi, jak je vidět HiRISE.

  • Skupina hlubokých vpustí, jak je viděla HiRISE.

  • CTX obrázek dalšího obrázku zobrazující široký pohled na oblast. Jelikož je kopec izolovaný, bylo by pro zvodněnou vrstvu obtížné se vyvinout. Obdélník zobrazuje přibližné umístění dalšího obrázku.

  • Rokle na kopci, jak ji vidí Mars Global Surveyor, pod Program veřejného cílení MOC. Snímky vpustí na izolovaných vrcholcích, jako je tento, je obtížné vysvětlit teorií vody pocházející z kolektorů, protože kolektory vyžadují velké sběrné plochy.

  • Další pohled na předchozí rokli na kopci. Tenhle je s HiRISE pod Program HiWish. Tento pohled ukazuje většinu zástěry a dva staré ledovce s ní spojené. Z ledovců zbyly jen konečné morény.

  • Kontextový obrázek MOLA pro sérii tří obrazů, které sledují vpusti ve žlabu a blízkém kráteru.

  • Vpusti v korytě a blízkém kráteru, jak je viděla HiRISE pod Program HiWish. Měřítko je dlouhé 500 metrů.

  • Detailní pohled na vpusti v kráteru, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Detailní pohled na vpusti v žlabu, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish. Toto jsou některé z menších vpustí viditelných na Marsu.

  • Gully poblíž kráteru Newton, jak je viděla HiRISE, pod Program HiWish. Místo, kde byl starý ledovec, je označeno.

  • Obrázek HiRISE, pořízený v rámci programu HiWish, vpustí v kráteru v Terra siréna.

  • Gully se zbytky bývalého ledovce v kráteru v Terra siréna, jak je vidět na HiRISE v rámci HiWish programu.

  • Gully poblíž kráteru Newton, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Vpusti v kráteru v Terra siréna, jak je vidět na HiRISE v rámci HiWish programu.

  • Detailní pohled na vpust, který zobrazuje více kanálů a vzorovanou zem, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Vpusti ve dvou úrovních stěny kráteru, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish. Vpusti na dvou úrovních naznačují, že nebyly vyrobeny s vodonosnou vrstvou, jak bylo původně navrženo. Poloha je Phaethontis quadrangle.

  • Obrázek vpustí s hlavními částmi označenými. Hlavní části marťanské vpusti jsou výklenek, kanál a zástěra. Vzhledem k tomu, že na této vpusti nejsou žádné krátery, je považována za poměrně mladou. Snímek pořídil HiRISE v rámci programu HiWish. Poloha je Phaethontis quadrangle.

  • Detail odtokových zástěr, které ukazují, že jsou bez kráterů; proto velmi mladý. Poloha je Phaethontis quadrangle. Snímek pořídil HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Vpusti v kráteru, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish. Poloha je Phaethontis quadrangle.

  • Zblízka vpustí v kráteru, které ukazují kanály ve větších údolích a křivky v kanálech. Tyto vlastnosti naznačují, že byly vyrobeny tekoucí vodou. Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrazu programem HiRISE v programu HiWish. Poloha je Phaethontis quadrangle.

  • Zblízka odtokové sítě ukazující rozvětvené kanály a křivky; tyto vlastnosti naznačují vytvoření tekutinou. Poznámka: jedná se o rozšíření předchozího širokého pohledu na vpusti v kráteru, jak je viděno programem HiRISE v rámci programu HiWish. Poloha je Phaethontis quadrangle.

Přidružené vlastnosti vpustí

Někdy se u vpustí objevují další rysy. Na základně některých vpustí mohou být prohlubně nebo zakřivené hřebeny. Tito byli nazýváni "spatulate deprese." Tyto deprese se tvoří poté, co ledový led zmizí. Strmé stěny často vyvinou ledovce během určitých klimatických podmínek. Když se podnebí změní, led v ledovcích sublimuje v tenké marťanské atmosféře. Sublimace je, když látka přejde přímo z pevného stavu do plynného stavu. To dělá suchý led na Zemi. Takže když led na úpatí strmé stěny sublimuje, dojde k depresi. Také více ledu z výšky bude mít tendenci proudit dolů. Tento tok roztáhne povrchové skalní úlomky a vytvoří příčné trhliny. Takové formace byly nazývány „terén valcha“, protože se podobají staromódním valům.[36] Části vpustí a některé související funkce vpustí jsou zobrazeny níže na obrázcích HiRISE.

  • Široký pohled na kráter zobrazující vpusti a další funkce, jak je vidno na HiRISE

  • Bližší pohled na kráter označený „spatulate deprese“ a další funkce, jak je vidět v HiRISE Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrázku.[36]

  • Bližší pohled na kráter označený jako „terén terénu“ a další prvky, jak je vidět v HiRISE Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrázku. Terén valby byl vytvořen před odtokovou zástěrou, protože odtoková zástěna prořezává terén valnice.[36]

Ledovce ve tvaru jazyka

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

  • 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.

Možný pingos

Radiální a soustředné trhliny, které jsou zde viditelné, jsou běžné, když síly proniknou křehkou vrstvou, jako je skála vržená přes skleněné okno. Tyto konkrétní zlomeniny byly pravděpodobně vytvořeny něčím, co se vynořilo zpod křehkého povrchu Marsu. Možná se pod povrchem nahromadil led ve tvaru čočky; čímž vznikají tyto popraskané mohyly. Led byl méně hustý než kámen, tlačil nahoru na povrch a vytvářel tyto vzory podobné pavučině. Podobný proces vytváří v Arktické tundře na Zemi podobně velké valy. Takovým funkcím se říká „pingos“, slovo Inuitů.[37] Pingos by obsahoval čistý vodní led; mohly by tedy být zdrojem vody pro budoucí kolonisty Marsu.

  • Možný pingo, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Možná pingos s měřítkem, jak je viděno HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bližší pohled na možný pingo s měřítkem, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Příklad pinga na Zemi. Na Zemi se led, který způsobil pingo, roztál a zlomeniny naplnil vodou; na Marsu by se led v tenké marťanské atmosféře proměnil v plyn.

Soustředná výplň kráteru

Soustředná výplň kráteru, jako laločnaté zástěry a vyplněná údolí, je považována za bohatou na led.[38] Na základě přesných topografických měr výšky v různých bodech těchto kráterů a výpočtů hloubky kráterů na základě jejich průměrů se má za to, že krátery jsou z 80% vyplněny převážně ledem.[39][40][41][42] To znamená, že drží stovky metrů materiálu, který pravděpodobně sestává z ledu s několika desítkami metrů povrchových úlomků.[43][44] Led se nahromadil v kráteru ze sněžení v předchozích klimatických podmínkách.[45][46][47] Nedávné modelování naznačuje, že soustředná výplň kráteru se vyvíjí během mnoha cyklů, ve kterých se ukládá sníh, a poté se pohybuje do kráteru. Jakmile se dostanete do stínu kráteru a prachu, uchovejte sníh. Sníh se mění v led. Mnoho soustředných čar je vytvořeno mnoha cykly akumulace sněhu. Obecně se sníh hromadí, kdykoli axiální náklon dosahuje 35 stupňů.[48]

  • Kráter ukazuje soustředná výplň kráteru, jak je vidět na CTX (dne Mars Reconnaissance Orbiter ). Poloha je Phaethontis quadrangle.

  • Detailní pohled na výplň koncentrického kráteru, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrazu soustředného kráteru. Poloha je Phaethontis quadrangle.

  • Široký pohled na koncentrickou výplň kráteru, jak ji vidí CTX

  • Koncentrická výplň kráteru, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zavřít, barevný pohled na koncentrickou výplň kráteru, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish

Magnetické pruhy a desková tektonika

The Mars Global Surveyor (MGS) objevil magnetické pruhy v kůře Marsu, zejména v Phaethontis a Eridania čtyřúhelníky (Terra Cimmeria a Terra siréna ).[49][stránka potřebná ][50][stránka potřebná ] Magnetometr na MGS objevil 100 km široké pruhy zmagnetizované kůry běžící zhruba paralelně po dobu až 2000 km. Tyto pruhy se střídají v polaritě se severním magnetickým pólem jednoho směřujícího nahoru od povrchu a severním magnetickým pólem dalšího směřujícím dolů.[51][stránka potřebná ] Když byly v 60. letech na Zemi objeveny podobné pruhy, byly považovány za důkaz tektonika desek. Vědci se domnívají, že tyto magnetické pruhy na Marsu jsou důkazem krátké, rané doby deskové tektonické aktivity. Když skály ztuhly, zachovaly si magnetismus, který v té době existoval. Předpokládá se, že magnetické pole planety je způsobeno pohyby tekutin pod povrchem.[52][53][54] Existují však určité rozdíly mezi magnetickými pruhy na Zemi a těmi na Marsu. Marťanské pruhy jsou širší, mnohem silněji zmagnetizované a nezdá se, že by se šířily z oblasti střední krustální šíření. Protože oblast obsahující magnetické pruhy je stará asi 4 miliardy let, předpokládá se, že globální magnetické pole pravděpodobně trvalo pouze prvních několik set milionů let života Marsu, kdy mohla teplota roztaveného železa v jádru planety byla dostatečně vysoká na to, aby to promíchala do magnetického dynama V blízkosti velkých nárazových nádrží, jako je Hellas, nejsou žádná magnetická pole. Šok z nárazu mohl vymazat zbytkovou magnetizaci ve skále. Takže magnetismus produkovaný časným pohybem tekutiny v jádře by po nárazech neexistoval.[55]

Když roztavená hornina obsahuje magnetický materiál, jako je např hematit (Fe2Ó3), ochlazuje a tuhne v přítomnosti magnetického pole, magnetizuje se a zaujímá polaritu pole pozadí. Tento magnetismus je ztracen pouze v případě, že se hornina následně zahřeje nad určitou teplotu (Curieův bod, který je pro železo 770 ° C). Magnetismus ponechaný v horninách je záznamem magnetického pole, když hornina ztuhla.[56]

  • Globální mapa magnetických anomálií Velké krátery a sopky jsou tmavě zelené. Plná čára představuje hranici dichotomie.

Vklady chloridů

Používání dat z Mars Global Surveyor, Mars Odyssey a Mars Reconnaissance Orbiter, vědci našli rozšířená ložiska chlorid minerály. Obrázek níže ukazuje některé vklady v Phaethontis čtyřúhelníku. Důkazy naznačují, že usazeniny vznikly odpařováním minerálně obohacených vod. Výzkum naznačuje, že jezera mohla být rozptýlena na velkých plochách marťanského povrchu. Chloridy jsou obvykle poslední minerály, které vycházejí z roztoku. Uhličitany, sulfáty, a oxid křemičitý by se měly před nimi srážet. Sírany a oxid křemičitý byly nalezeny Mars Rovers na povrchu. Místa s chloridovými minerály mohla mít kdysi různé formy života. Kromě toho by takové oblasti měly uchovávat stopy starověkého života.[57]

Na základě ložisek chloridů a hydratovaných fylosilikátů se Alfonso Davila a další domnívají, že v Terra Sirenum je staré dno jezera o rozloze 30 000 km2 (12 000 čtverečních mil) a byla hluboká 200 metrů (660 ft). Dalším důkazem, který podporuje toto jezero, jsou normální a obrácené kanály, jaké se nacházejí v Poušť Atacama.[58]

  • Důkazy o vodě z chloridových usazenin v Phaethontis. Obrázek z HiRISE.

Fossae

Elysium čtyřúhelník je domovem velkých žlabů (dlouhé úzké prohlubně) zvaných fossae v geografickém jazyce používaném pro Mars. Žlaby se vytvoří, když se kůra protáhne, dokud se nerozbije. Protahování může být způsobeno velkou hmotností nedaleké sopky. Krátery Fossae / pit jsou běžné u sopek v systému sopek Tharsis a Elysium.[59]

Hlavní článek: Fossa (geologie)

  • Icaria Fossae Graben, jak ho vidí HiRISE. Kliknutím na obrázek získáte lepší přehled Dust Devil Tracks.

  • Sirenum Fossae Vrstvy, jak je vidí HiRISE. Měřítko je dlouhé 500 metrů.

  • Jámy v korytech, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish

Podivné povrchy

  • Povrch podlahy kráteru, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Povrch podlahy kráteru zobrazující podrobnosti z obrázku pořízeného programem HiRISE v rámci programu HiWish. Může to být přechod z jednoho typu struktury na jiný, možná kvůli erozi.

  • Povrch zobrazující velké prohlubně neznámého původu, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Detail povrchu s velkými prohlubněmi, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish.

Krátery

Kráter Copernicus

Hustota impaktních kráterů se používá k určení povrchového stáří Marsu a dalších těles sluneční soustavy.[60] Čím starší povrch, tím více kráterů. Tvary kráteru mohou odhalit přítomnost ledu.

Obrázek MOLA zobrazující vztah mezi krátery Wright, Keeler a Trumpler. Barvy označují nadmořské výšky.
Východní strana Kráter Hipparchus, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).
Západní strana Kráter Nansen, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

Oblast kolem kráterů může být bohatá na minerály. Na Marsu teplo z nárazu roztaví led v zemi. Voda z tajícího ledu rozpouští minerály a poté je ukládá do trhlin nebo poruch, které vznikly při nárazu. Tento proces, nazývaný hydrotermální alterace, je hlavním způsobem výroby rudních ložisek. Oblast kolem marťanských kráterů může být bohatá na užitečné rudy pro budoucí kolonizaci Marsu.[61] Studie na Zemi dokumentovaly, že se vytvářejí praskliny a že se v prasklinách ukládají žíly sekundárních minerálů.[62][63][64] Snímky ze satelitů obíhajících kolem Marsu detekovaly praskliny v blízkosti kráterů nárazu.[65] Při nárazech se vytváří velké množství tepla. Oblast kolem velkého nárazu může vychladnout stovky tisíc let.[66][67][68]Mnoho kráterů kdysi obsahovalo jezera.[69][70][71] Protože některé podlahy kráterů vykazují delty, víme, že po nějakou dobu musela být přítomna voda. Na Marsu byly spatřeny desítky delt.[72] Delty se tvoří, když se sediment vyplavuje z proudu vstupujícího do klidné vodní plochy. Vytvoření delty trvá trochu času, takže přítomnost delty je vzrušující; znamená to, že tam voda byla nějakou dobu, možná i mnoho let. V takových jezerech se mohly vyvinout primitivní organismy; proto mohou být některé krátery hlavním cílem při hledání důkazů o životě na Rudé planetě.[73]

Seznam kráterů

Následuje seznam kráterů ve čtyřúhelníku. Centrální poloha kráteru je čtyřúhelník, krátery, že jeho centrální poloha je v jiném čtyřúhelníku, je uvedena podle východní, západní, severní nebo jižní části.

názevUmístěníPrůměrRok schválení
Avire40 ° 49 'j. Š 159 ° 46 ′ západní délky / 40,82 ° J 159,76 ° Z / -40.82; -159.766,85 km2008
Belyov
Bunnik
Clarku
Copernicus48 ° 48 'j. Š 168 ° 48 ′ západní délky / 48,8 ° J 168,8 ° Z / -48.8; -168.8300 km1973
Přejít1Jižní část
Dechu42 ° 15 'j. Š 157 ° 59 ′ západní délky / 42,25 ° J 157,99 ° Z / -42.25; -157.9922 km2018
Dokuchaev
Dunkassa
Eudoxus44 ° 54 'j. Š 147 ° 30 ′ západní délky / 44,9 ° J 147,5 ° Z / -44.9; -147.598 km1973
Galap
Henbury
Hussey
Kamnik
Keeler61 ° 00 'j. Š 151 ° 18 ′ západní délky / 61 ° J 151,3 ° Z / -61; -151.395 km1973
Koval'sky1Jižní část297 km11973
Kuiper57 ° 24 'j. Š 157 ° 18 ′ západní délky / 57,4 ° J 157,3 ° Z / -57.4; -157.387 km1973
Langtang
Li Fan47 ° 12 'j. Š 153 ° 12'W / 47,2 ° J 153,2 ° Z / -47.2; -153.2104,8 km1973
Liu Hsin53 ° 36 'j. Š 171 ° 36 ′ západní délky / 53,6 ° J 171,6 ° Z / -53.6; -171.6137 km1973
Magelhaens32 ° 22 'j. Š 194 ° 41 ′ západní délky / 32,36 ° J 194,68 ° Z / -32.36; -194.68105 km
Námořník35 ° 06 'j. Š 164 ° 30 ′ západní délky / 35,1 ° J 164,5 ° Z / -35.1; -164.5170 km1967
Millman
Nansen50 ° 18 'j. Š 140 ° 36 ′ západní délky / 50,3 ° J 140,6 ° Z / -50.3; -140.681 km1967
Naruko
Newton40 ° 48 'j. Š 158 ° 06 ′ západní délky / 40,8 ° J 158,1 ° Z / -40.8; -158.1298 km1973
Niquero
Nordenskiöld
Palikir41 ° 34 'j. Š 158 ° 52 ′ západní délky / 41,57 ° J 158,86 ° Z / -41.57; -158.8615,57 km2011
Pickering1973
Ptolemaeus48 ° 13 'j. Š 157 ° 36 ′ západní délky / 48,21 ° J 157,6 ° W / -48.21; -157.6165 km1973
Reutov
Selevac
Sitrah
Taltal
Triolet
Trumpler
Tyutaram2013
Velmi49 ° 36 'j. Š 177 ° 06 ′ západní délky / 49,6 ° J 177,1 ° Z / -49.6; -177.1114,8 km1973
Wrighte58 ° 54 'j. Š 151 ° 00 ′ západní délky / 58,9 ° J 151 ° Z / -58.9; -151113,7 km1973
Yaren

1Částečně se nachází v čtyřúhelníku, zatímco jiná část je v jiném čtyřúhelníku spolu s průměrem kráteru

  • Mesa v kráteru, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Vrstvy v plášti, jak je vidět HiRISE v rámci programu HiWish.

Lineární hřebenové sítě

Lineární hřebenové sítě se nacházejí na různých místech na Marsu v kráterech a kolem nich.[74] 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 erodován a zanechal za sebou tvrdé hřebeny. Protože se hřebeny vyskytují v místech s jílem, mohly by tyto útvary sloužit jako značka pro jíl, který k jeho tvorbě vyžaduje vodu.[75][76][77] Voda zde mohla podpořit minulý život na těchto místech. Jíl může také uchovávat fosilie nebo jiné stopy minulého života.

  • Lineární hřebenové sítě, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Detailní pohled na sítě lineárních hřebenů z předchozího obrázku, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Lineární hřebenové sítě, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Lineární hřebenové sítě, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

Duny

Písek duny byly nalezeny na mnoha místech na Marsu. Přítomnost dun ukazuje, že planeta má atmosféru větru, protože duny vyžadují vítr, aby nahromadil písek. Většina dun na Marsu je černá kvůli zvětrávání vulkanické horniny čedič.[78][79] Černý písek lze na Zemi najít Havaj a na některých tropických ostrovech jižního Pacifiku.[80]Písek je na Marsu běžný kvůli stáří povrchu, který umožnil erozi hornin v písek. Bylo pozorováno, že duny na Marsu se pohybují mnoho metrů.[81][82]Některé duny se pohybují podél. V tomto procesu se písek pohybuje nahoru na návětrnou stranu a poté padá dolů na závětrnou stranu duny, což způsobilo, že duna šla směrem na závětrnou stranu (nebo sklouzla tvář).[83]Když jsou obrázky zvětšeny, některé duny na Marsu zobrazují vlnění na svých površích.[84] Jsou způsobeny zrnky písku, které se valí a odrážejí se na návětrnou plochu duny. Skákající zrna mají tendenci přistávat na návětrné straně každého zvlnění. Zrna neodskakují příliš vysoko, takže je není třeba zastavit.

  • Duny dovnitř Newton (marťanský kráter), jak je vidět na HiRISE v rámci HiWish programu

  • Zavřít pohled na duny v Newtonském kráteru, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zavřít pohled na duny v Newtonském kráteru, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zavřít pohled na duny v Newtonském kráteru zobrazující vlnky na povrchu, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish

Plášť

Velká část marťanského povrchu je pokryta silnou vrstvou pláště bohatou na led, která v minulosti několikrát spadla z nebe.[85][86][87] Na některých místech je v plášti vidět několik vrstev.[88]

Hlavní článek: Plášť závislý na zeměpisné šířce

  • Tader Valles, jak to vidí THEMIS. Hladkým materiálem v kanálech může být plášť ve formě špinavého sněhu.

  • Obrázek HiRISE ukazující hladký plášť pokrývající části kráteru ve čtyřhranu Phaethontis. Podél vnějšího okraje kráteru je plášť zobrazen jako vrstvy. To naznačuje, že plášť byl v minulosti uložen několikrát. Snímek byl pořízen pomocí HiRISE v rámci programu HiWish. Na dalším obrázku jsou vrstvy zvětšeny.

  • Zvětšení předchozího obrazu vrstev pláště. Viditelné jsou čtyři až pět vrstev. Poloha je Phaethontis čtyřúhelník.

  • Povrch zobrazující vzhled s krytem pláště a bez něj, jak je vidět na HiRISE, pod Program HiWish Poloha je Terra siréna v Phaethontis čtyřúhelníku.

  • Vzhled povrchu s pláštěm a bez pláště, jak ho vidí HiRISE, v rámci programu HiWish

  • Atlantis Chaos, v rámci Povodí Atlantidy, jak to vidí HiRISE. Kliknutím na obrázek zobrazíte krytí pláště a možné vpusti. Tyto dva obrázky jsou odlišné části původního obrázku. Mají různé váhy.

Kanály

Existují obrovské důkazy o tom, že voda jednou tekla v údolích řek na Marsu.[89][90] Snímky zakřivených kanálů byly pozorovány na obrázcích z kosmické lodi Marsu z počátku sedmdesátých let s Mariner 9 orbiter.[91][92][93][94] Studie zveřejněná v červnu 2017 skutečně spočítala, že objem vody potřebný k vyřezání všech kanálů na Marsu byl dokonce větší než navrhovaný oceán, který planeta mohla mít. Voda byla pravděpodobně mnohokrát recyklována z oceánu na srážky kolem Marsu.[95][96]

Hlavní článek: Údolní sítě (Mars)
Hlavní článek: Odtokové kanály

  • Kanál, jak jej vidí HiRISE v programu HiWish Zjednodušené tvary jsou označeny šipkami.

  • Oxbowské jezero, jak je vidět na HiRISE v rámci HiWish programu

  • Kanál spojující dva krátery, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Kanály, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Kanály, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

Stopy prachu ďábla

Protože tenký povlak jemného jasného prachu pokrývá velkou část povrchu Marsu, projíždějící prachoví ďáblové odstraňují jasný prach a odhalují podkladový tmavý povrch.[97][98] Ze země a na oběžné dráze kosmické lodi byli pozorováni ďábloví prach. Dokonce odpálili prach z solární panely ze dvou Rovers na Marsu, čímž výrazně prodloužili jejich životy.[99]

  • Široký pohled na stopy prachu ďábla, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bližší pohled na stopy ďábla ust, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bližší pohled na stopy ďábla ust, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bližší pohled na stopy prachu ďábla, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bližší pohled na stopy prachu ďábla, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish

Ostatní scény v Phaethontis čtyřúhelníku

  • Tato topografická mapa zobrazuje sopečné vrcholy v bílé barvě kvůli jejich velké výšce. V blízkosti rovníku čára tří sopky ukazuje na jih do Phaethontis a tři velké krátery - oblast, kde je mnoho vpustí. Kliknutím na obrázek zobrazíte dobré zobrazení.

  • Mapa Phaethontis čtyřúhelníku. Kliknutím zvětšíte a zobrazíte některá jména kráterů.

  • Zblízka obraz povrchu Phaethontis pořízený s Mars Global Surveyor. Předpokládá se, že díry jsou způsobeny tím, že se pohřbený led změnil na plyn.

  • Jamy na podlaze kráteru, jak je viděno HiRISE v rámci programu HiWish. Jamy se mohou tvořit, když led opustil zem. ESP 050933 1355channel.jpg

  • Široký pohled na prohlubně, které vidí HiRISE v rámci programu HiWish Hollows se mohou tvořit, když led opouští zem.

  • Zavřít pohled na prohlubně, které vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zavřít pohled na prohlubně, které 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.[100][101] Čísla čtyřúhelníků (počínaje MC pro „Mars Chart“)[102] 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. (1992). "Geodézie a kartografie". In Kieffer, H.H .; Jakosky, B.M .; Snyder, C.W .; et al. (eds.). Mars. Tucson: University of Arizona Press. ISBN  978-0-8165-1257-7.
  2. ^ Blunck, J. 1982. Mars a jeho satelity, Expoziční tisk. Smithtown, NY
  3. ^ Murchie, S .; Hořčice, John F .; Ehlmann, Bethany L .; Milliken, Ralph E .; et al. (2009). „Syntéza marťanské vodné mineralogie po 1 marťanském roce pozorování z Mars Reconnaissance Orbiter“ (PDF). Journal of Geophysical Research. 114 (E2): E00D06. Bibcode:2009JGRE..114.0D06M. doi:10.1029 / 2009JE003342.
  4. ^ Grant, J .; Wilson, Sharon A .; Noe Dobrea, Eldar; Fergason, Robin L .; et al. (2010). „HiRISE sleduje záhadná ložiska v oblasti Marsu v Sirenum Fossae“. Icarus. 205 (1): 53–63. Bibcode:2010Icar..205 ... 53G. doi:10.1016 / j.icarus.2009.04.009.
  5. ^ Kieffer, Hugh H. (1992). Mars. Tucson: University of Arizona Press. ISBN  978-0-8165-1257-7.
  6. ^ https://www.uahirise.org/ESP_050948_1430
  7. ^ Irwin, Rossman P .; Howard, Alan D .; Maxwell, Ted A. (2004). „Geomorphology of Ma'adim Vallis, Mars, and associated paleolake basins“. Journal of Geophysical Research. 109 (E12): 12009. Bibcode:2004JGRE..10912009I. doi:10.1029 / 2004JE002287.
  8. ^ Michael Carr (2006). Povrch Marsu. Cambridge, Velká Británie: Cambridge University Press. ISBN  978-0-521-87201-0.
  9. ^ Hartmann, W. (2003). Průvodce cestovatele na Mars. New York: Workman Publishing. 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. ^ Americké ministerstvo vnitra USA Geologický průzkum, topografická mapa východní oblasti Marsu M 15M 0/270 2AT, 1991
  14. ^ Edgett, K .; Malin, M. C .; Williams, R. M. E .; Davis, S. D. (2003). „Marťanské vpusti v polárních a středních zeměpisných šířkách: Pohled z MGS MOC po 2 marťanských letech na mapovací dráze“ (PDF). Měsíční planeta. Sci. 34. str. 1038, abstrakt 1038. Bibcode:2003LPI .... 34.1038E.
  15. ^ A b Dickson, J; Head, J; Kreslavsky, M (2007). „Marťanské vpusti v jižních středních zeměpisných šířkách Marsu: Důkazy o klimaticky řízené tvorbě mladých fluviálních útvarů na základě místní a globální topografie“ (PDF). Icarus. 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. ^ A b Heldmann, J; Mellon, Michael T (2004). „Pozorování marťanských vpustí a omezení mechanismů formování potenciálu“. Icarus. 168 (2): 285–304. Bibcode:2004Icar..168..285H. doi:10.1016 / j.icarus.2003.11.024.
  18. ^ Zapomeňte na F. a kol. 2006. Příběh planety Mars z jiného světa. Praxis Publishing. Chichester, Velká Británie.
  19. ^ http://www.space.com/scienceastronomy/mars_aquifer_041112.html
  20. ^ Harris, A a E. Tuttle. 1990. Geologie národních parků. Nakladatelská společnost Kendall / Hunt. Dubuque, Iowa
  21. ^ Malin, Michael C .; Edgett, Kenneth S. (2001). „Kamera Mars Global Surveyor Mars Orbiter: Meziplanetární plavba primární misí“. Journal of Geophysical Research. 106 (E10): 23429–23570. Bibcode:2001JGR ... 10623429M. doi:10.1029 / 2000JE001455.
  22. ^ Hořčice, JF; Cooper, CD; Rifkin, MK (2001). „Důkazy o nedávných změnách klimatu na Marsu z identifikace mladého přízemního ledu na povrchu“ (PDF). Příroda. 412 (6845): 411–4. Bibcode:2001 Natur.412..411M. doi:10.1038/35086515. PMID  11473309. S2CID  4409161.
  23. ^ Carr, Michael H. (2001). "Mars Global Surveyor Observations of Martian Fretted Terrain". Journal of Geophysical Research. 106 (E10): 23571–23595. Bibcode:2001JGR ... 10623571C. doi:10.1029 / 2000JE001316.
  24. ^ Zprávy NBC
  25. ^ Head, J. W .; Marchant, D. R .; Kreslavsky, M. A. (2008). „From the Cover: Formation of gullies on Mars: Link to recent history history and insolation microenvironments implicit surface water water origin“. Sborník Národní akademie věd. 105 (36): 13258–63. Bibcode:2008PNAS..10513258H. doi:10.1073 / pnas.0803760105. PMC  2734344. PMID  18725636.
  26. ^ Christensen, PR (2003). „Vznik nedávných marťanských vpustí roztavením rozsáhlých sněhových nánosů bohatých na vodu“. Příroda. 422 (6927): 45–8. Bibcode:2003 Natur.422 ... 45C. doi:10.1038 / nature01436. PMID  12594459. S2CID  4385806.
  27. ^ http://news.nationalgeographic.com/news/2008/03/080319-mars-gullies_2.html
  28. ^ Jakosky, Bruce M .; Carr, Michael H. (1985). „Možné srážení ledu v nízkých zeměpisných šířkách Marsu během období vysoké šikmosti“. Příroda. 315 (6020): 559–561. Bibcode:1985 Natur.315..559J. doi:10.1038 / 315559a0. S2CID  4312172.
  29. ^ Jakosky, Bruce M .; Henderson, Bradley G .; Mellon, Michael T. (1995). „Chaotická šikmost a povaha marťanského podnebí“. Journal of Geophysical Research. 100 (E1): 1579–1584. Bibcode:1995JGR ... 100,1579J. doi:10.1029 / 94JE02801.
  30. ^ MLA NASA / Jet Propulsion Laboratory (18. prosince 2003). „Mars může vzniknout z doby ledové“. ScienceDaily. Citováno 19. února 2009.
  31. ^ Hecht, M (2002). „Metastabilita kapalné vody na Marsu“ (PDF). Icarus. 156 (2): 373–386. Bibcode:2002Icar..156..373H. doi:10.1006 / icar.2001.6794.[trvalý mrtvý odkaz ]
  32. ^ Peulvast, J.P. (1988). „Mouvements verticaux et genèse du bourrelet Est-groenlandais. Dans la région de Scoresby Sund“. Physio Géo (francouzsky). 18: 87–105.
  33. ^ Costard, F .; Zapomeň, F .; Mangold, N .; Mercier, D .; et al. (2001). „Trosky proudí na Marsu: analogie s pozemským periglaciálním prostředím a klimatickými důsledky“ (PDF). Měsíční a planetární věda. XXXII: 1534. Bibcode:2001LPI .... 32.1534C.
  34. ^ http://www.spaceref.com:16090/news/viewpr.html?pid=7124[trvalý mrtvý odkaz ],
  35. ^ Clow, G (1987). "Tvorba kapalné vody na Marsu roztavením prašného sněhu". Icarus. 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. Přechodné postlaciální procesy na Marsu: Geomorfologické důkazy pro paraglaciální období. Ikar: 309, 187-206
  37. ^ http://www.uahirise.org/ESP_046359_1250
  38. ^ Levy, J. a kol. 2009. Koncentrická výplň kráteru v Utopii Planitia: Historie a interakce mezi ledovcovým „mozkovým terénem“ a periglaciálními procesy. Ikar: 202. 462-476.
  39. ^ Levy, J .; Head, J .; Marchant, D. (2010). „Concentric Crater fill in the northern mid-latitude of Mars: Formation process and relationships to similar landforms of glacial origin“. Icarus. 209 (2): 390–404. Bibcode:2010Icar..209..390L. doi:10.1016 / j.icarus.2010.03.036.
  40. ^ Levy, J .; Head, J .; Dickson, J .; Fassett, C .; Morgan, G .; Schon, S. (2010). „Identification of gully debris flow deposits in Protonilus Mensae, Mars: Characterization of the water-bearing, energy-gully-creating process“. Planeta Země. Sci. Lett. 294 (3–4): 368–377. Bibcode:2010E & PSL.294..368L. doi:10.1016 / j.epsl.2009.08.002.
  41. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/ESP_032569_2225
  42. ^ Garvin, J., S. Sakimoto, J. Frawley. 2003. Krátery na Marsu: Geometrické vlastnosti z mřížkované topografie MOLA. In: Šestá mezinárodní konference na Marsu. 20. – 25. Července 2003, Pasadena, Kalifornie. Abstraktní 3277.
  43. ^ Garvin, J. a kol. 2002. Globální geometrické vlastnosti impaktních kráterů na Marsu. Měsíční planeta. Sci: 33. Abstrakt # 1255.
  44. ^ http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA09662
  45. ^ Kreslavsky, M. a J. Head. 2006. Modifikace impaktních kráterů v severních rovinách Marsu: důsledky pro historii amazonského podnebí. Meteorit. Planeta. Sci .: 41. 1633-1646
  46. ^ Madeleine, J. a kol. 2007. Zkoumání zalednění severní střední šířky pomocí modelu obecné cirkulace. In: Sedmá mezinárodní konference na Marsu. Abstraktní 3096.
  47. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_002917_2175
  48. ^ Fastook, J., J. Head. 2014. Koncentrická výplň kráteru: Míra ledovcové akumulace, výplně a deglaciace na amazonské a noachiánské straně Marsu. 45. konference o lunární a planetární vědě (2014) 1227.pdf
  49. ^ Barlow, Nadine G. (2008). Mars: úvod do jeho vnitřku, povrchu a atmosféry. Cambridge, Velká Británie: Cambridge University Press. ISBN  978-0-521-85226-5.
  50. ^ Philippe Lognonné; François zapomenout; François Costard (2007). Planet Mars: Story of Another World (Springer Praxis Books / Popular Astronomy). Praxe. ISBN  978-0-387-48925-4.
  51. ^ Fredric W. Taylor (2010). Vědecký průzkum Marsu. Cambridge, Velká Británie: Cambridge University Press. ISBN  978-0-521-82956-4.
  52. ^ Connerney JE; Acuna MH; Wasilewski PJ; Reme; et al. (Duben 1999). „Magnetické lineace ve starověké kůře Marsu“ (PDF). Věda. 284 (5415): 794–8. Bibcode:1999Sci ... 284..794C. doi:10.1126 / science.284.5415.794. PMID  10221909.
  53. ^ Langlais, B. (2004). "Kůrovité magnetické pole Marsu" (PDF). Journal of Geophysical Research. 109: n / a. Bibcode:2004JGRE..10902008L. doi:10.1029 / 2003JE002048.[trvalý mrtvý odkaz ]
  54. ^ Connerney, J. E. P .; Acuña, MH; Ness, NF; Kletetschka, G; et al. (2005). „Tektonické důsledky magnetismu kůry na Marsu“. Sborník Národní akademie věd. 102 (42): 14970–14975. Bibcode:2005PNAS..10214970C. doi:10.1073 / pnas.0507469102. PMC  1250232. PMID  16217034.
  55. ^ Acuna, MH; Connerney, JE; Ness, NF; Lin, RP; Mitchell, D; Carlson, CW; McFadden, J; Anderson, KA; et al. (1999). „Globální distribuce magnetizace kůry objevená experimentem MAG / ER Mars Global Surveyor“. Věda. 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. ^ Osterloo, M. M .; Hamilton, V. E .; Bandfield, J. L .; Glotch, T. D .; et al. (2008). „Materiály nesoucí chloridy na jižní vysočině Marsu“. Věda. 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 .; et al. (2011). „Velká sedimentární pánev v oblasti Terra Sirenum na jižní vysočině Marsu“. Icarus. 212 (2): 579–589. Bibcode:2011Icar..212..579D. doi:10.1016 / j.icarus.2010.12.023.
  59. ^ Skinner, J., L. Skinner a J. Kargel. 2007. Přehodnocení resurfacingu založeného na hydrovulkanismu v oblasti Marsu v Galaxias Fossae. Lunar and Planetary Science XXXVIII (2007)
  60. ^ http://www.lpi.usra.edu/publications/slidesets/stones/
  61. ^ http://www.indiana.edu/~sierra/papers/2003/Patterson.html.
  62. ^ Osinski, G, J. Spray a P. Lee. 2001. Nárazem indukovaná hydrotermální aktivita v nárazové struktuře Haughton, arktická Kanada: Generování přechodné, teplé a mokré oázy. Meteoritika a planetární věda: 36. 731-745
  63. ^ http://www.ingentaconnect.com/content/arizona/maps/2005/00000040/00000012/art00007
  64. ^ Pirajno, F. 2000. Vklady rud a pera plášťů. Kluwer Academic Publishers. Dordrecht, Nizozemsko
  65. ^ Head, J. a J. Mustard. 2006. Hrázy Breccia a poruchy kráterů v impaktních kráterech na Marsu: eroze a expozice na dně kráteru o průměru 75 km na hranici Dichotomy. Zvláštní vydání týkající se úlohy těkavých látek a atmosféry v impaktních kráterech na Marsu Meteoritika a planetární věda
  66. ^ name = "news.discovery.com"
  67. ^ Segura, T, O. Toon, A. Colaprete, K. Zahnle. 2001. Účinky velkých dopadů na Mars: důsledky pro formování řek. Americká astronomická společnost, setkání DPS č. 33, č. 19.08
  68. ^ Segura, T, O. Toon, A. Colaprete, K. Zahnle. 2002. Dopady velkých dopadů na Mars na životní prostředí. Science: 298, 1977-1980.
  69. ^ Cabrol, N. a E. Grin. 2001. Evoluce lacustrinového prostředí na Marsu: Je Mars pouze hydrologicky nečinný? Ikar: 149, 291-328.
  70. ^ Fassett, C. a J. Head. 2008. Jezera na otevřeném povodí na Marsu: Distribuce a důsledky pro noachiánskou povrchovou a podpovrchovou hydrologii. Ikar: 198, 37-56.
  71. ^ Fassett, C. a J. Head. 2008. Jezera na otevřeném povodí na Marsu: Dopady jezer v údolní síti na povahu noachovské hydrologie.
  72. ^ Wilson, J. A. Grant a A. Howard. 2013. SEZNAM ROVNOSLOVÝCH ALUVIÁLNÍCH FANOUŠKŮ A DELTA NA MARS. 44. konference o lunární a planetární vědě.
  73. ^ Newsom H., Hagerty J., Thorsos I. 2001. Umístění a vzorkování vodních a hydrotermálních ložisek v impaktních kráterech na Marsu. Astrobiologie: 1, 71-88.
  74. ^ 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.
  75. ^ Mangold; et al. (2007). „Mineralogie regionu Nili Fossae s údaji OMEGA / Mars Express: 2. Vodná alterace kůry“. J. Geophys. Res. 112 (E8): E08S04. Bibcode:2007JGRE..112.8S04M. doi:10.1029 / 2006JE002835.
  76. ^ 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.
  77. ^ Hořčice; et al. (2009). "Složení, morfologie a stratigrafie noachovské kůry kolem Isidisovy pánve" (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. ^ Michael H. Carr (2006). Povrch Marsu. Cambridge University Press. ISBN  978-0-521-87201-0. Citováno 21. března 2011.
  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. ^ Namowitz, S., Stone, D. 1975. věda o Zemi, svět, ve kterém žijeme. American Book Company. New York.
  84. ^ https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=6551
  85. ^ Hecht, M (2002). "Metastabilita vody na Marsu". Icarus. 156: 373–386. Bibcode:2002Icar..156..373H. doi:10.1006 / icar.2001.6794.
  86. ^ Mustard, J .; et al. (2001). „Důkazy o nedávných změnách klimatu na Marsu z identifikace mladistvého téměř povrchového přízemního ledu“. Příroda. 412 (6845): 411–414. Bibcode:2001 Natur.412..411M. doi:10.1038/35086515. PMID  11473309. S2CID  4409161.
  87. ^ Pollack, J .; Colburn, D .; Flaser, F .; Kahn, R .; Carson, C .; Pidek, D. (1979). "Vlastnosti a účinky prachu suspendovaného v marťanské atmosféře". J. Geophys. Res. 84: 2929–2945. Bibcode:1979JGR .... 84.2929P. doi:10.1029 / jb084ib06p02929.
  88. ^ http://www.uahirise.org/ESP_048897_2125
  89. ^ Baker, V .; et al. (2015). „Fluviální geomorfologie na planetárních površích podobných Zemi: recenze“. Geomorfologie. 245: 149–182. doi:10.1016 / j.geomorph.2015.05.002. PMC  5701759. PMID  29176917.
  90. ^ Carr, M. 1996. in Water on Mars. Oxford Univ. Lis.
  91. ^ Baker, V. 1982. Kanály Marsu. Univ. of Tex. Press, Austin, TX
  92. ^ Baker, V .; Strom, R .; Gulick, V .; Kargel, J .; Komatsu, G .; Kale, V. (1991). "Starověké oceány, ledové příkrovy a hydrologický cyklus na Marsu". Příroda. 352 (6336): 589–594. Bibcode:1991 Natur.352..589B. doi:10.1038 / 352589a0. S2CID  4321529.
  93. ^ Carr, M (1979). "Formování marťanských povodňových charakteristik uvolňováním vody z uzavřených vodonosných vrstev". J. Geophys. Res. 84: 2995–300. Bibcode:1979JGR .... 84,2995C. doi:10.1029 / jb084ib06p02995.
  94. ^ 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.
  95. ^ http://spaceref.com/mars/how-much-water-was-needed-to-carve-valleys-on-mars.html
  96. ^ Luo, W .; et al. (2017). „Odhad objemu nové marťanské údolí v souladu se starým oceánem a teplým a vlhkým podnebím“. Příroda komunikace. 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. ^ Morton, Oliver (2002). Mapování Marsu: Věda, představivost a zrod světa. New York: Picador USA. str. 98. ISBN  0-312-24551-3.
  101. ^ „Atlas Marsu online“. Ralphaeschliman.com. Citováno 16. prosince 2012.
  102. ^ „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)