Polygonální vzorovaný povrch - Polygonal patterned ground - Wikipedia

Polygonální, vzorovaný povrch je v některých oblastech Marsu docela běžný.[1][2][3][4][5][6][7] Obvykle se předpokládá, že je to způsobeno sublimací ledu ze země. Sublimace je přímá změna pevného ledu na plyn. To je podobné tomu, co se stane Suchý led na Zemi. Místa na Marsu, která vykazují polygonální půdu, mohou naznačovat, kde budoucí kolonisté mohou najít vodní led. Nízkocentrální polygony byly navrženy jako značka pro přízemní led.[8]

Vzorované zemní formy ve vrstvě pláště, tzv plášť závislý na zeměpisné šířce, který spadl z nebe, když bylo jiné klima.[9][10][11][12]

Na Marsu výzkumy nalezly vzorovanou půdu, která se vytvořila ze zlomenin, a vzorovanou půdu vytvořenou uspořádáním balvanů. Zatím není jasné, co způsobilo, že balvany vytvářely vzory, ale nezdá se, že by zlomeniny způsobily pohyb balvanů.[13]

  • Povrch ukazující vzhled se zakrytím pláště a bez pláště, jak je vidět na HiRISE, pod Program HiWish. Poloha je Terra siréna v Phaethontis čtyřúhelníku.

  • Vrstvy pláště, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish. Poloha je Eridania čtyřúhelník

  • Zblízka pohled na plášť, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Plášť může být složen z ledu a prachu, který spadl z oblohy během minulých klimatických podmínek. Poloha je Cebrenia čtyřúhelník.

Mnohoúhelníky v Mare Australe čtyřúhelníku

  • Široký pohled na kráter obsahující polygony s námrazou v nízkých částech, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bližší pohled na polygony s námrazou v nízkých částech, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish

  • Stále bližší pohled na polygony, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bližší pohled na polygony s námrazou v nízkých částech, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish Kruhové tvary jsou také viditelné.

Mnohoúhelníky v čtyřhranu Casius

  • Nízkocentrální polygony, zobrazené šipkami, jak je vidí HiRISE pod Program HiWish Poloha je Čtyřúhelník Casius. Obrázek byl zvětšen pomocí HiView.

  • Vysoký střed mnohoúhelníků, zobrazený šipkami, jak je vidět HiRISE v rámci programu HiWish. Poloha je Čtyřúhelník Casius. Obrázek zvětšený pomocí HiView.

  • Vroubkovaný terén označený jak polygony s nízkým středem, tak s polygony s vysokým středem, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish Čtyřúhelník Casius. Obrázek zvětšený pomocí HiView.

  • Nízkocentrální polygony, jak je vidíme v HiRISE v rámci HiWish programu Poloha je Čtyřúhelník Casius. Obrázek zvětšený pomocí HiView.

  • Polygony s vysokým a nízkým středem, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish Location is Čtyřúhelník Casius. Obrázek zvětšený pomocí HiView.

  • Polygony s vysokým a nízkým středem v oblasti vroubkovaného terénu, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Nízkocentrované polygony v oblasti vroubkovaného terénu, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

Mnohoúhelníky dovnitř Hellasův čtyřúhelník

  • Vzorovaný povrch v Hellasu, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Obdélník ukazuje velikost fotbalového hřiště.

  • 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

Velikosti a tvorba polygonálního podkladu

Lomená polygonální půda se obecně dělí na dva druhy: vysoký střed a nízký střed. Střed vysokého středového polygonu má průměr 10 metrů a jeho žlaby jsou široké 2–3 metry. Nízké středové polygony mají průměr 5–10 metrů a hraniční hřebeny jsou široké 3–4 metry.[14][15][16]

  • Výkres s bočním pohledem zobrazujícím velikosti polygonů s vysokým a nízkým středem

Polygony s vysokým středem jsou vyšší ve středu a nižší podél jejich hranic. Vzniká ze zvýšené sublimace kolem trhlin v povrchu. U povrchů bohatých na led jsou praskliny běžné.[17][18] [19][20][21][5][22]

Trhliny poskytují místo se zvětšeným povrchem pro sublimaci. Po nějaké době se úzké trhliny rozšiřují a stávají se koryty.

  • Výkres ukazující vznik středových polygonů. Plášť bohatý na led vyvíjí zpožděný vklad. Stresy vytvářejí praskliny. Zvýšená sublimace podél trhlin způsobuje žlaby.

Předpokládá se, že polygony s nízkým středem se vyvíjejí z polygonů s vysokým středem. Žlaby podél okrajů polygonů s vysokým středem se mohou zaplnit sedimentem. Tento hustý sediment zpomalí sublimaci, takže více sublimace proběhne ve středu, který je chráněn tenčím zpožděním. V průběhu času se střed stane nižší než vnější části. Usazeniny z koryt se promění v hřebeny.[14]

  • Diagram ukazující, jak se vyvíjejí nízké středové polygony. Žlaby polygonů s vysokým středem se plní sedimentem; v důsledku toho je tam mnohem méně sublimace a více ve středu.

Mnohoúhelníky ve středu Noachis čtyřúhelník

  • Polygony s vysokým středem, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish Krabice obklopují dva jednotlivé polygony.

Mnohoúhelníky ve středu Čtyřúhelník Ismenius Lacus

  • High-center polygons, jak to vidí HiRISE v rámci programu HiWish Obrázek je na vrcholu zástěry trosek v Deuteronilus Mensae.

  • Zblízka pole polygonů s vysokým středem se stupnicí, jak to vidí HiRISE v rámci programu HiWish Poznámka: černá skříňka má velikost fotbalového hřiště.

  • Detailní pohled na polygony s vysokým středem, které vidí HiRISE v rámci programu HiWish Poznámka: černá skříňka má velikost fotbalového hřiště.

  • Detailní pohled na polygony s vysokým středem viděné programem HiRISE v rámci programu HiWish V tomto zobrazení jsou snadno viditelné kanály mezi polygony.

  • polygony s vysokým středem, které vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Široký pohled na polygony s vysokým středem, které vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Blízký pohled na polygony s vysokým středem, jak je vidíme v HiRISE v rámci programu HiWish Centra polygonů jsou označena.

  • Velké polygony, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

Pružný vzorovaný povrch

Mnoho oblastí vzorované půdy bylo tvořeno balvany. Z dosud neznámých důvodů jsou balvany často uspořádány do různých tvarů, které zahrnují mnohoúhelníky. Studie kolem Kráter Lomonosov zjistili, že nebyly způsobeny zlomovými sítěmi.[13] Na severních pláních byla nalezena pružná vzorovaná zem.[23][24][25][26] Další stránka byla Elysium planitia.[27] Vědci také našli tento terén v povodí Argyre (Argyre čtyřúhelník ).[28][29]

Plášť závislý na zeměpisné šířce

Velká část marťanského povrchu je pokryta silnou vrstvou pláště bohatou na led, která v minulosti několikrát spadla z nebe. Padl jako sníh a ledem pokrytý prach. Tato vrstva pláště se nazývá „plášť závislý na zeměpisné šířce „protože jeho výskyt souvisí se zeměpisnou šířkou. Právě tento plášť praskne a poté vytvoří polygonální půdu.

Vrstva pláště vydrží velmi dlouho, než zmizí veškerý led, protože se nahoře vytvoří ochranná vrstva zpoždění.[30] Plášť obsahuje led a prach. Poté, co určité množství ledu zmizí ze sublimace, zůstane prach nahoře a vytvoří zpožděnou vrstvu.[31][32][33]

Plášť se tvoří, když se marťanské podnebí liší od současného podnebí. Náklon nebo šikmost osy planety se velmi mění.[34][35][36] Náklon Země se mění jen málo, protože náš poměrně velký měsíc stabilizuje Zemi. Mars má pouze dva velmi malé měsíce, které nemají dostatečnou gravitaci ke stabilizaci jeho náklonu. Když sklon Marsu přesáhne přibližně 40 stupňů (z dnešních 25 stupňů), v určitých pásmech, kde dnes existuje mnoho plášťů, se ukládá led.[37][38]

Další povrchové prvky

Jiný typ povrchu se nazývá „mozkový terén „jak to vypadá na povrchu lidského mozku. Terén mozku leží pod polygonální zemí, když jsou oba v oblasti viditelné.[14]

  • Kontextový obrázek zobrazující původ dalšího obrázku. Poloha je regionem vyplněná údolí. Obrázek z HiRISE v rámci programu HiWish.

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

  • Terén mozku je tvořen ze silnější vrstvy, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish. Šipky ukazují, jak se tlustší jednotka rozpadá na malé buňky.

Od horní části je polygonová vrstva poměrně hladká, i když podkladový terén mozku je nepravidelný; věří se, že vrstva pláště, která obsahuje mnohoúhelníky, je tlustá 10–20 metrů.[39]

„Basketbalový terén“ je dalším vyjádřením povrchu Marsu. V určitých vzdálenostech to vypadá jako povrch basketbalu. Detailní obrázky odhalily, že se skládá z hromád skal.[40][41][42][43] Bylo vyvinuto mnoho nápadů, které vysvětlují, jak se tyto hromady skal vytvářejí.[44][45]

Mnoho strmých povrchů v pásmech zeměpisné šířky poblíž 40 stupňů na sever a na jih obsahuje vpusti. Některé z roklí ukazují polygony. Tito byli nazýváni "gullygons."[39]

  • Detail vpusti, který ukazuje více kanálů a vzorovanou zem, jak je vidíme v HiRISE v rámci programu HiWish. Umístění je Phaethontis čtyřúhelník.

  • Detail vpusti v kráteru z předchozího obrázku. Obrázek pořízený společností HiRISE v rámci programu HiWish. Poloha je Mare Acidalium čtyřúhelník.

  • Detailní záběr na výklenek vpusti, který ukazuje „vpusti“ (polygonální vzorovaný povrch poblíž vpustí), jak je vidíme v HiRISE v rámci programu HiWish. Toto je zvětšení předchozího obrázku.

  • Detailní záběr na výklenek vpusti, který ukazuje „vpusti“ (polygonální vzorovaný povrch poblíž vpustí), jak je vidíme v HiRISE v rámci programu HiWish. Toto je zvětšení předchozího obrázku.

  • Detail malých kanálů ve vpustích Arkhangelsky kráter v Argyre čtyřúhelník, jak je vidět na HiRISE v rámci HiWish programu Vzorovaný povrch napravo je vidět ve tvaru mnohoúhelníků.

  • Polygony kolem vpustí v kráteru, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish Location is Hellasův čtyřúhelník.

Složitý polygonální vzorovaný povrch

  • Široký pohled na polygony, jak je vidíme v HiRISE v programu HiWish. Části tohoto obrázku jsou na následujících obrázcích zvětšeny. Poloha je Noachis čtyřúhelník

  • Polygony, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bližší pohled na polygony, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Šipka ukazuje na balvany, které sedí uvnitř malých kráterů.

  • Bližší pohled na polygony, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bližší pohled na polygony, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

Na Zemi

Na Zemi, polygonální, vzorovaný povrch je přítomen v půdě bohaté na led, zejména v polárních oblastech.

  • Vzorovaná země na Zemi.

  • Vzorovaná zem na Aljašce

  • Vzorovaná zem na Aljašce. Střed je nižší; tedy plný vody. Tato scéna je jako nízkocentrické polygony na Marsu - ale s vodou.

Viz také

Reference

  1. ^ http://www.diss.fu-berlin.de/diss/servlets/MCRFileNodeSe[trvalý mrtvý odkaz ] rvlet / FUDISS_derivate_000000003198 / 16_ColdClimateLandforms-13-utopia.pdf? hosts =
  2. ^ Kostama, V.-P .; Kreslavsky, Head (2006). „Nedávný ledový plášť vysoké zeměpisné šířky na severních pláních Marsu: charakteristika a stáří umístění“. Geophys. Res. Lett. 33 (11): L11201. Bibcode:2006GeoRL..3311201K. CiteSeerX  10.1.1.553.1127. doi:10.1029 / 2006GL025946.
  3. ^ Malin, M .; Edgett, K. (2001). „Kamera Mars Global Surveyor Mars Orbiter: Meziplanetární plavba primární misí“. J. Geophys. Res. 106 (E10): 23429–23540. Bibcode:2001JGR ... 10623429M. doi:10.1029 / 2000je001455.
  4. ^ Milliken, R .; et al. (2003). „Funkce viskózního toku na povrchu Marsu: Pozorování ze snímků Mars Orbiter Camera (MOC) s vysokým rozlišením“. J. Geophys. Res. 108 (E6): E6. Bibcode:2003JGRE..108,5057M. CiteSeerX  10.1.1.506.7847. doi:10.1029 / 2002JE002005.
  5. ^ A b Mangold, N (2005). „Dráhy se vzorem vysoké zeměpisné šířky na Marsu: Klasifikace, distribuce a ovládání podnebí“. Icarus. 174 (2): 336–359. Bibcode:2005Icar..174..336M. doi:10.1016 / j.icarus.2004.07.030.
  6. ^ Kreslavsky, M .; Head, J. (2000). „Drsnost v kilometrovém měřítku na Marsu: výsledky analýzy dat MOLA“. J. Geophys. Res. 105 (E11): 26695–26712. Bibcode:2000JGR ... 10526695K. doi:10.1029 / 2000je001259.
  7. ^ Seibert, N .; Kargel, J. (2001). „Marťanský polygonální terén malého rozsahu: důsledky pro kapalnou povrchovou vodu“. Geophys. Res. Lett. 28 (5): 899–902. Bibcode:2001GeoRL..28..899S. doi:10.1029 / 2000gl012093.
  8. ^ Soare, R. a kol. 2018. MOŽNÁ ICE-KLINOVÁ POLYGONISACE V UTOPII PLANITIA, MARS A JEJÍ POLEWARDOVÝ LATITUDINÁLNÍ GRADIENT. 49. konference Lunar and Planetary Science Conference 2018 (Příspěvek LPI č. 2083). 1084.pdf
  9. ^ Hecht, M (2002). "Metastabilita vody na Marsu". Icarus. 156 (2): 373–386. Bibcode:2002Icar..156..373H. doi:10.1006 / icar.2001.6794.
  10. ^ Mustard, J .; et al. (2001). „Důkazy o nedávných změnách klimatu na Marsu z identifikace mladistvého přízemního ledu na povrchu“. Příroda. 412 (6845): 411–414. Bibcode:2001 Natur.412..411M. doi:10.1038/35086515. PMID  11473309.
  11. ^ Kreslavsky, M.A., Head, J.W., 2002. Nedávný povrchový plášť na Marsu s velkou šířkou: Nové výsledky z MOLA a MOC. Evropská geofyzikální společnost XXVII, Nice.
  12. ^ Head, J.W .; Mustard, J.F .; Kreslavsky, M. A.; Milliken, R.E .; Marchant, D.R. (2003). "Nedávné doby ledové na Marsu". Příroda. 426 (6968): 797–802. Bibcode:2003 Natur.426..797H. doi:10.1038 / nature02114. PMID  14685228.
  13. ^ A b Barrett, A .; et al. (2017). „Pružná vzorovaná zem v kráteru Lomonosov, Mars: zkoumání mechanismů formování řízených zlomeninami“. Icarus. 295: 125–139. Bibcode:2017Icar..295..125B. doi:10.1016 / j.icarus.2017.06.008.
  14. ^ A b C Levy, J .; Head, J .; Marchant, D. (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.
  15. ^ „HiRISE | Hexagons in Icy Terrain (PSP_008883_2245)“.
  16. ^ https://static.uahirise.org/images/2018/details/cut/PSP_008883_2245.jpg
  17. ^ Mutch, T. A.; et al. (1976). „Povrch Marsu: Pohled z přistávacího modulu Viking2“. Věda. 194 (4271): 1277–1283. Bibcode:1976Sci ... 194.1277M. doi:10.1126 / science.194.4271.1277. PMID  17797083.
  18. ^ Mutch, T .; et al. (1977). "Geologie lokality Viking Lander 2". J. Geophys. Res. 82 (B28): 4452–4467. Bibcode:1977JGR .... 82,4452M. doi:10.1029 / js082i028p04452.
  19. ^ Levy, J .; et al. (2009). „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.
  20. ^ Washburn, A. 1973. Periglacial Processes and Environments. St. Martin’s Press, New York, s. 1–2, 100–147.
  21. ^ Mellon, M (1997). "Polygonální prvky malého rozsahu na Marsu: sezónní tepelné kontrakce praskliny v permafrostu". J. Geophys. Res. 102 (E11): 25617–625. Bibcode:1997JGR ... 10225617M. doi:10.1029 / 97je02582.
  22. ^ Marchant, D .; Head, J. (2007). „Antarktická suchá údolí: zónování mikroklimatu, proměnlivé geomorfní procesy a důsledky pro hodnocení změny klimatu na Marsu“. Icarus (Vložený rukopis). 192 (1): 187–222. Bibcode:2007Icar..192..187M. doi:10.1016 / j.icarus.2007.06.018.
  23. ^ Balme, M .; et al. (2013). „Morfologické důkazy o geologicky mladém tání ledu na Marsu: přehled nedávných studií využívajících zobrazovací data ve vysokém rozlišení“ (PDF). Prog. Phys. Geogr. (Vložený rukopis). 37 (3): 289–324. doi:10.1177/0309133313477123.
  24. ^ Gallangher, M .; et al. (2011). „Tříděné klastické pruhy, laloky a přidružené vpusti v kráterech s vysokou šířkou na Marsu: reliéfní tvary svědčící o velmi nedávném polycyklickém tání ledu a toky kapalin“. Icarus. 211 (1): 458–471. Bibcode:2011Icar..211..458G. doi:10.1016 / j.icarus.2010.09.010.
  25. ^ Johnsson, D .; et al. (2012). „Periglaciální masové plýtvání reliéfu na Marsu naznačuje přechodnou kapalnou vodu v nedávné minulosti: poznatky soliflukčních laloků na Špicberkách“ (PDF). Icarus. 218 (1): 489–505. Bibcode:2012Icar..218..489J. doi:10.1016 / j.icarus.2011.12.021.
  26. ^ Orloff, M .; et al. (2011). "Pohyb balvanu ve vysokých severních zeměpisných šířkách Marsu". J. Geophys. Res. 116 (E11): 1–12. Bibcode:2011JGRE..11611006O. doi:10.1029 / 2011je003811.
  27. ^ Balme, M .; et al. (2009). "Třídené kamenné kruhy v Elysium Planitia, Mars: Důsledky pro nedávné marťanské klima". Icarus. 200 (1): 30–38. Bibcode:2009Icar..200 ... 30B. doi:10.1016 / j.icarus.2008.11.010.
  28. ^ Banks, M .; et al. (2008). „Pozorovací vědecký experiment s vysokým rozlišením (HiRISE), pozorování glaciálních a periglaciálních morfologií na vysočině Cir-Argyre Planitia. J. Geophys. Res. 113 (E12): E12015. Bibcode:2008JGRE..11312015B. doi:10.1029 / 2007je002994.
  29. ^ Soare, R .; et al. (2016). „Tříděné (klastické) polygony v oblasti Argyre na Marsu a možné důkazy před a po glaciální periglaciace v pozdní amazonské epochě.“ Icarus. 264: 184–197. Bibcode:2016Icar..264..184S. doi:10.1016 / j.icarus.2015.09.019.
  30. ^ Marchant, D .; et al. (2002). „Tvorba vzorované půdy a sublimace až po miocénní ledovec v ledovém údolí Beacon v jižní Victoria“. Antarktida. Geol. Soc. Dopoledne. Býk. 114 (6): 718–730. Bibcode:2002GSAB..114..718M. doi:10.1130 / 0016-7606 (2002) 114 <0718: fopgas> 2.0.co; 2.
  31. ^ Schorghofer, N .; Aharonson, O. (2005). „Stabilita a výměna podpovrchového ledu na Marsu“ (PDF). J. Geophys. Res. 110 (E5): E05. Bibcode:2005JGRE..110.5003S. doi:10.1029 / 2004JE002350.
  32. ^ Schorghofer, N (2007). "Dynamika ledových dob na Marsu". Příroda. 449 (7159): 192–194. Bibcode:2007 Natur.449..192S. doi:10.1038 / nature06082. PMID  17851518.
  33. ^ Head, J .; Mustard, J .; Kreslavsky, M .; Milliken, R .; Marchant, D. (2003). "Nedávné doby ledové na Marsu". Příroda. 426 (6968): 797–802. Bibcode:2003 Natur.426..797H. doi:10.1038 / nature02114. PMID  14685228.
  34. ^ název; 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.
  35. ^ 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 (Vložený rukopis). 170 (2): 343–364. Bibcode:2004Icar..170..343L. doi:10.1016 / j.icarus.2004.04.005.
  36. ^ 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.
  37. ^ Kreslavsky, M.J .; Head, J. (2002). „Mars: Příroda a vývoj mladého pláště bohatého na vodní led, závislého na zeměpisné šířce“. Geophys. Res. Lett. 29 (15): 14–1–14–4. Bibcode:2002 GeoRL..29,1719 tis. doi:10.1029 / 2002 GL015392.
  38. ^ Kreslavsky, M .; Head, J. (2006). „Modifikace impaktních kráterů na severních pláních Marsu: důsledky pro historii amazonského podnebí“. Meteorit. Planeta. Sci. 41 (10): 1633–1646. Bibcode:2006M & PS ... 41,1633K. doi:10.1111 / j.1945-5100.2006.tb00441.x.
  39. ^ A b Levy, J .; et al. (2010). „Polygony cracků s tepelnou kontrakcí na Marsu: syntéza z HiRISE, Phoenix a pozemských analogových studií“. Icarus. 206 (1): 229–252. Bibcode:2010Icar..206..229L. doi:10.1016 / j.icarus.2009.09.005.
  40. ^ Malin, M; Edgett, K. (2001). „Globální geodetická kamera Marsu na oběžné dráze: meziplanetární plavba primární misí“. J. Geophys. Res. 106: 23429. Bibcode:2001JGR ... 10623429M. doi:10.1029 / 2000je001455.
  41. ^ Mellon, M .; et al. (2008). „Periglacial landforms at the Phoenix landing site and the Northern Plains of Mars“. J. Geophys. Res. 113 (E4): 1–15. Bibcode:2008JGRE..113.0A23M. doi:10.1029 / 2007je003039.
  42. ^ „HiRISE | Basketball Terrain (ESP_011816_2300)“.
  43. ^ „HiRISE | Basketball Terrain (PSP_007254_2320)“.
  44. ^ Kreslavsky, M. A. (2002). “Mars: Příroda a vývoj mladého na šířku závislého pláště bohatého na vodní led”. Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 29 (15): 14–1–14–4. Bibcode:2002 GeoRL..29,1719 tis. doi:10.1029 / 2002 GL015392.
  45. ^ Kreslavsky, M. J. Head (2002). "Mars: Příroda a vývoj mladého na šířku závislého pláště bohatého na vodní led". Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 29 (15): 14–1–14–4. Bibcode:2002 GeoRL..29,1719 tis. doi:10.1029 / 2002gl015392.