Tharsisův čtyřúhelník - Tharsis quadrangle - Wikipedia

Tharsis čtyřúhelník
USGS-Mars-MC-9-TharsisRegion-mola.png
Mapa čtyřúhelníku Tharsis z Laserový výškoměr Mars Orbiter (MOLA) data. Nejvyšší nadmořské výšky jsou červené a nejnižší modré.
Souřadnice15 ° 00 'severní šířky 112 ° 30 ′ západní délky / 15 ° S 112,5 ° Z / 15; -112.5Souřadnice: 15 ° 00 'severní šířky 112 ° 30 ′ západní délky / 15 ° S 112,5 ° Z / 15; -112.5
Obrázek Tharsis Quadrangle (MC-9). Region obsahuje Olympus Mons, Ascraeus Mons a Pavonis Mons, tři ze čtyř největších štítů volanoes na Marsu. Severní a střední část obsahuje Ceraunius Fossae.

The Tharsis čtyřúhelník je jednou z řady 30 čtyřúhelníkových map Marsu používá Geologický průzkum Spojených států (USGS) Astrogeologický výzkumný program. Tharsisův čtyřúhelník je také označován jako MC-9 (Mars Chart-9).[1]Jméno Tharsis označuje zemi zmíněnou v Bibli. Může to být na místě starého města Tartessus u ústí Guadalquivir.[2]

Hlavní článek: Klasické albedo na Marsu
Hlavní článek: Planetární nomenklatura § Mars

Čtyřúhelník pokrývá oblast od 90 ° do 135 ° západní délky a 0 ° až 30 ° severní šířky Mars a obsahuje většinu z Tharsis Rise. Náhorní plošina je přibližně stejně vysoká jako Země na Mount Everestu a zhruba stejně velká jako celá Evropa. Tharsis obsahuje skupinu velkých sopek. Olympus Mons je nejvyšší.[3]

Sopky

Hlavní článek: Vulkanologie Marsu

Tharsis je země velkého sopky. Olympus Mons je nejvyšší známá sopka ve sluneční soustavě; je stokrát větší než kterákoli sopka na Zemi. Ascraeus Mons a Pavonis Mons jsou nejméně 200 mil napříč a přes šest mil nad plošina na které sedí - a náhorní plošina je tři až čtyři míle nad nulovou nadmořskou výškou Marsu.[4] Pavonis Mons, prostřední v řadě tří sopek, sedí téměř v mrtvém bodě na rovníku. Mons je termín používaný pro velkou vyvýšenou vlastnost. Tholus je přibližně stejný, ale menší. Patera je plošší a jako sopka se super velkým otvorem. Ve skutečnosti se patera vytvoří, když se vrchol sopky zhroutí, protože její magmatická komora je prázdná. Kráterové jezero Oregon byl vytvořen tímto způsobem. Několik sopek tvoří přímku v Tharsis Uplift. V Tharsusově čtyřúhelníku jsou dva hlavní: Ascraeus Mons a Pavonis Mons. Bylo navrženo, že jsou výsledkem pohybu desek, které na Zemi vytvářejí ostrovy sopečného oblouku.[5][6][7][8][9]

Ačkoli Mars zde a na jiných místech zobrazuje mnoho sopek, neexistují žádné důkazy o nedávné sopečné činnosti, a to ani na velmi nízké úrovni. Výzkum publikovaný v roce 2017 nezjistil žádné aktivní uvolňování sopečných plynů během dvou po sobě jdoucích let na Marsu. Hledali odplyňování chemikálií obsahujících síru pomocí spektrometrů.[10]

snímky

Potenciální vliv sopečných emisí na klima

Někteří vědci tvrdí, že Tharsis měl velký vliv na klima Marsu. Sopky při výbuchu vydávají velké množství plynu. Plyny jsou obvykle vodní pára a oxid uhličitý. Některé odhady uvádějí množství plynu uvolněného do atmosféry natolik, aby byla atmosféra silnější než Země. Voda uvolněná sopkami navíc mohla stačit na pokrytí celého Marsu do hloubky 120 metrů. The skleníkový efekt oxidu uhličitého zvyšuje teplotu planety zachycením tepla v podobě infračervené záření. Sopečné erupce na Tharsisu mohly v minulosti způsobit, že se Mars bude více podobat Zemi. Mars mohl mít kdysi mnohem silnější a teplejší atmosféru. Mohly být přítomny oceány a / nebo jezera.[3]

Fossa

Tharsisův čtyřúhelník je také domovem velkých koryt (dlouhých úzkých prohlubní) zvaných fossae v geografickém jazyce používaném pro Mars. Fossae v této oblasti jsou Ulysses Fossae, Olympica Fossae, Ceraunius Fossae, a Tractus Fossae. Tyto žlaby se tvoří, když je kůra napnutá, dokud se nerozbije. Protahování může být způsobeno velkou hmotností nedaleké sopky. Studie ukázaly, že sopky Tharsis způsobily většinu hlavních fosílií na Marsu. Stres, který způsobil fossy a další tektonické rysy, je soustředěn dovnitř Noctis Labyrinthus, na 4 S a 253 E. Ale střed se postupem času poněkud posunul.[11][12] Krátery Fossae / pit jsou běžné u sopek v systému sopek Tharsis a Elysium.[13] Žlab má často dvě přestávky, přičemž střední část se pohybuje dolů a po stranách zanechává strmé útesy; takový žlab se nazývá a chytit.[14] Studie zjistily, že na Marsu a chyba může být až 5 km, to znamená, že zlom ve skále klesá až na 5 km. Trhlina nebo chyba se navíc někdy rozšíří nebo rozšíří. Toto rozšíření způsobí vznik prázdnoty s relativně velkým objemem. Když materiál sklouzne do prázdna, vytvoří se kráter jámy nebo řetěz kráteru jámy. Kráterové jámy nemají kolem sebe ráfky ani vyhazovače, jako to mají krátery s nárazem. Na Marsu se jednotlivé krátery mohou spojit a vytvořit řetězy nebo dokonce žlaby, které jsou někdy zapečené.[15] Byly navrženy další nápady pro tvorbu foss a kráterů. Existují důkazy, že jsou spojeny s hrázemi magmatu. Magma by se mohla pohybovat podél, pod povrchem, rozbíjet skálu a co je důležitější, tát led. Výsledná akce by způsobila vznik trhliny na povrchu. Kráterové jámy nejsou na Zemi běžné. Sinkholes, kde země padá do díry (někdy uprostřed města), připomínají krátery na Marsu. Na Zemi jsou však tyto díry způsobeny vápenec rozpuštěním, což způsobí prázdnotu.[15][16][17]

Znalost umístění a mechanismů formování kráterů a fosí je důležitá pro budoucí kolonizaci Marsu, protože to mohou být vodní nádrže.[18]

  • Ulysses Fossae kopec, jak to vidí HiRISE.

  • Ceraunius Fossae, jak to vidí HiRISE.

  • Olympica Fossae, jak to vidí HiRISE. Kliknutím na obrázek zobrazíte vrstvy hornin ve zdi.

  • Koryto dovnitř Tractus Fossae způsobený poruchy a výsledné zhroucení materiálu do poruch tvořících řetězec jám, jak je vidět z Mars Global Surveyor.

  • Tractus Fossae Prstencová jáma, jak ji vidí HiRISE. Měřítko je dlouhé 1000 metrů.

  • Jamy a žlaby s vrstvami, jak je vidět pod HiRISE pod Program HiWish

  • Řada jám se mění v koryto, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Fossae, jak to vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Žlaby a kanály, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish

Ledovce

Hlavní článek: Ledovce na Marsu

Někteří vědci to dokazují ledovce existují na mnoha sopkách v Tharsis, včetně Olympus Mons, Ascraeus Mons a Pavonis Mons.[11][19][20] Ceraunius Tholus možná v minulosti dokonce nechal své ledovce roztavit a vytvořit tak dočasná jezera.[21][22][23][24][25][26][27]

Tmavé pruhy svahu

Některé obrázky níže ukazují tmavé pruhy: na svazích na velkých blocích nalevo od Tharsis Tholus, na Ceraunius Fossae a dále Olympica Fossae. Takové pruhy jsou na Marsu běžné. Vyskytují se na strmých svazích kráterů, koryt a údolí. Pruhy jsou zpočátku tmavé. S věkem se zesvětlují.[28] Někdy začínají na malém místě, pak se rozprostírají a jdou stovky metrů. Bylo vidět, že cestují kolem překážek, jako jsou balvany.[29] Předpokládá se, že se jedná o laviny jasného prachu, které vystavují tmavší podkladovou vrstvu. Několik myšlenek však již bylo vysvětleno. Některé zahrnují vodu nebo dokonce růst organismů.[30][31][32] Pruhy se objevují v oblastech pokrytých prachem. Velká část povrchu Marsu je pokryta prachem. Z atmosféry pokrývá všechno jemný prach. Víme o tom hodně, protože solární panely z Mars Rovers zakryjte to, čímž snížíte elektrickou energii. Síla Roverů byla mnohokrát obnovena větrem v podobě prachoví ďáblové, vyčistit panely a tím zvýšit výkon.[33] Časté jsou prašné bouře, zvláště když na jižní polokouli začíná jarní období. V té době je Mars o 40% blíže ke slunci. Oběžná dráha Marsu je mnohem eliptičtější než Země. To je rozdíl mezi nejvzdálenějším bodem od slunce a nejbližším bodem ke slunci, který je pro Mars velmi velký, ale pro Zemi jen nepatrný. Také každých pár let pohltí celou planetu globální prachové bouře. Když NASA Mariner 9 plavidlo tam dorazilo, skrz prachovou bouři nebylo vidět nic.[34][35] Od té doby byly také pozorovány další globální prachové bouře.

  • Sulci Gordii Řadové kopce, jak je vidět HiRISE. Je vidět mnoho tmavých pruhů svahu.

  • Ceraunius Tholus Kanál, jak ho vidí HiRISE. Kráter vrcholu Ceraunius Tholus je napravo od tohoto obrázku. Kliknutím na obrázek zobrazíte tmavé pruhy svahu. Měřítko je dlouhé 1000 metrů. Přímé tmavé čáry jsou místa, kde nebyla shromážděna žádná data.

  • ESP 054980 2040streaks.jpg

Výzkum, publikovaný v lednu 2012 v Icarus, zjistili, že tmavé pruhy byly iniciovány vzduchovými paprsky meteoritů, kteří cestovali nadzvukový rychlosti. Tým vědců vedl Kaylan Burleigh, vysokoškolák na University of Arizona. Po spočítání asi 65 000 tmavých pruhů kolem místa dopadu skupiny 5 nových kráterů se objevily vzory. Počet pruhů byl největší blíže místu nárazu. Takže náraz nějak pravděpodobně způsobil pruhy. Distribuce pruhů také vytvořila vzor se dvěma křídly vyčnívajícími z místa nárazu. Zakřivená křídla připomínala šavle, zakřivené nože. Tento vzorec naznačuje, že interakce airblastů ze skupiny meteority dostatečně otřásal prachem, aby spustil laviny prachu, které tvořily mnoho tmavých pruhů. Nejprve se předpokládalo, že otřesy země při nárazu způsobily laviny prachu, ale pokud by tomu tak bylo, tmavé pruhy by byly uspořádány symetricky kolem nárazů, než aby byly soustředěny do zakřivených tvarů.

Kupa kráterů leží poblíž rovníku 510 mil) jižně od Olympus Mons, na typu terénu zvaném Medusae Fossae formace. Formace je pokryta prachem a obsahuje větrem vyřezávané hřebeny zvané yardangs. Tyto yardangy mají strmé svahy silně pokryté prachem, takže když z nárazů dorazil zvukový třesk vzduchu, prach se začal pohybovat po svahu. Použití fotografií z Mars Global Surveyor a kamery HiRISE na NASA Mars Reconnaissance Orbiter, vědci našli každý rok na Marsu asi 20 nových dopadů. Vzhledem k tomu, že kosmická loď zobrazovala Mars téměř nepřetržitě po dobu 14 let, lze novější snímky s podezřením na nedávné krátery porovnat se staršími snímky, aby bylo možné určit, kdy byly krátery vytvořeny. Vzhledem k tomu, že krátery byly spatřeny na snímku HiRISE z února 2006, ale nebyly přítomny v a Mars Global Surveyor snímek pořízený v květnu 2004 došlo k dopadu v tomto časovém rámci.

Největší kráter v kupě má průměr asi 22 metrů (72 stop) a je blízko oblasti basketbalového hřiště. Když meteorit cestoval marťanskou atmosférou, pravděpodobně se rozpadl; proto vznikla těsná skupina kráterů. Na nějakou dobu byly vidět tmavé pruhy svahu a bylo vysvětleno mnoho nápadů. Tento výzkum mohl nakonec tuto záhadu vyřešit.[36][37]

  • Obrázek ukazuje shluk kráterů a zakřivené čáry tvořené výbuchem vzduchu z meteoritů. Meteority způsobily výbuch vzduchu, který způsobil laviny prachu na strmých svazích. Obrázek je z HiRISE.

  • Detail předchozího obrázku podél hranice světla / tmy. Tmavá čára uprostřed obrázku ukazuje hranici mezi světlou a tmavou oblastí zakřivených čar. Zelené šipky ukazují vysoké oblasti hřebenů. Uvolněný prach se pohyboval po strmých svazích, když cítil úder vzduchu z úderů meteoritu. Obrázek je z HiRISE.

Lávové proudy

  • Láva teče v obdélníku Tharsis.

  • Tok lávy v kvadrantu Tharsis, jak je vidět pod HiRISE pod Program HiWish

  • Detailní pohled na lávový proud se štítky, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrazu lávových proudů.

  • Obrázek ukazuje mladé i staré lávové proudy ze základny Olympus Mons. Plochá rovina je mladší tok. Starší tok má kanály s hrázemi podél jejich okrajů. Přítomnost hrází je v mnoha lávových proudech zcela běžná.

  • Lávové toky s označenými staršími a mladšími toky, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Široký pohled na lávu tekoucí přes útes kolem Olympu Mons, jak ji vidí CTX

  • Blízký pohled na lávu pohybující se přes útes kolem Olympu Mons, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish

Další funkce v obdélníku Tharsis

  • Tharsis Tholus blok, jak to vidí HiRISE. Block pravděpodobně spadl dolů Tharsis Tholus, který je hned napravo.

  • Kráter Pangboche, jak ho vidí HiRISE. Kráter Pangboche je velmi mladý kráter o průměru 11 km poblíž vrcholu Olympu Mons. Všimněte si strmých zdí.

  • Tractus Catena Podlaha, jak ji vidí HiRISE. Měřítko je dlouhé 500 metrů.

  • Gigas Sulci, jak to vidí THEMIS. Vlnité lineární hřebeny jsou duny. Tmavé pruhy svahu jsou viditelné na některých svazích, pokud kliknete na obrázek pro zvětšení.

  • Kráter Rahe, jak je vidět z kamery CTX (zapnuto) Mars Reconnaissance Orbiter ).

  • Delta v kráteru Rahe, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Poznámka: toto je zvětšení z předchozího obrazu kráteru Rahe.

  • Toky a jámy, jak je vidět v 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.[38][39] Čísla čtyřúhelníků (počínaje MC pro „Mars Chart“)[40] 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 .; Matthews, M.S. (eds.). Mars. Tucson: University of Arizona Press. ISBN  978-0-8165-1257-7.
  2. ^ Blunck, J. 1982. Mars a jeho satelity. Výstavní tisk. Smithtown, NY
  3. ^ A b Hartmann, W.K. (01.01.2003). Průvodce cestovatele po Marsu: Tajemné krajiny Rudé planety. New York: Dělník. p.[stránka potřebná ]. ISBN  978-0-7611-2606-5.
  4. ^ Norton, O. 2002. Mapování Marsu. Picador, New York.
  5. ^ Bell, Jim (06.06.2008). Marťanský povrch: složení, mineralogie a fyzikální vlastnosti. ISBN  978-0-521-86698-9.
  6. ^ Spánek, Norman H. (1994). "Marťanská desková tektonika". Journal of Geophysical Research. 99 (E3): 5639–5655. Bibcode:1994JGR .... 99,5639S. CiteSeerX  10.1.1.452.2751. doi:10.1029 / 94JE00216.
  7. ^ Barlow, Nadine (01.01.2008). Mars: Úvod do jeho interiéru, povrchu a atmosféry. ISBN  978-0-521-85226-5.
  8. ^ http://dsc.discovery.com/news/2008/12/16/mars-shell-tectonics.html
  9. ^ Connerney, J. E. P .; Acuna, M. H .; Ness, N.F .; Kletetschka, G .; Mitchell, D. L .; Lin, R. P .; Reme, H. (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.
  10. ^ Khayat, A., et al. 2017. Hluboké hledání úniku vulkanických plynů na Marsu pomocí pozemní infračervené a submilimetrové spektroskopie s vysokým rozlišením: Citlivé horní limity pro OCS a SO2. Ikar: 296, 1–14.
  11. ^ A b Carr, Michael H. (2006). Povrch Marsu. Cambridge University Press. p.[stránka potřebná ]. ISBN  978-0-521-87201-0.
  12. ^ Anderson, Robert C .; Dohm, James M .; Golombek, Matthew P .; Haldemann, Albert F. C .; Franklin, Brenda J .; Tanaka, Kenneth L .; Lias, Juan; Peer, Brian (2001). „Primární centra a sekundární koncentrace tektonické aktivity v čase na západní polokouli Marsu“. Journal of Geophysical Research. 106 (E9): 20563–20585. Bibcode:2001JGR ... 10620563A. doi:10.1029 / 2000JE001278.
  13. ^ Skinner, J .; Skinner, L .; Kargel, J. (2007). „Přehodnocení resurfacingu založeného na hydrovulkanismu v oblasti Marsu v Galaxias Fossae“ (PDF). Měsíční a planetární věda. XXXVIII (1338): 1998. Bibcode:2007LPI .... 38.1998S.
  14. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_008641_2105
  15. ^ A b Wyrick, D .; Ferrill, D .; Sims, D .; Colton, S. (2003). „Distribuce, morfologie a strukturní asociace řetězů kráterů na Marsu“. Měsíční a planetární věda. XXXIV: 2025. Bibcode:2003LPI .... 34,2025 W..
  16. ^ http://www.swri.edu/4org/d20/DEMPS/planetgeo/planetmars.html[trvalý mrtvý odkaz ]
  17. ^ http://www.msss.com/mars_images/moc/2004/01/29/index.html
  18. ^ Ferrill, David A .; Wyrick, Danielle Y .; Morris, Alan P .; Sims, Darrell W .; Franklin, Nathan M. (2004). „Dilatační závada a tvorba řetězů v boxech na Marsu (PDF). GSA dnes. 14 (10): 4. doi:10.1130 / 1052-5173 (2004) 014 <4: DFSAPC> 2.0.CO; 2. ISSN  1052-5173.
  19. ^ http://www.lpi.edu/meetings/polar2003/pdf/8105.pdf[trvalý mrtvý odkaz ]
  20. ^ Shean, David E. (2005). „Původ a vývoj chladného tropického horského ledovce na Marsu: vějířovité ložisko Pavonis Mons“. Journal of Geophysical Research. 110. Bibcode:2005JGRE..110.5001S. doi:10.1029 / 2004JE002360.
  21. ^ Fassett, C; Headiii, J (2007). „Tvorba údolí na marťanských sopkách v Hesperianu: Důkazy o roztavení vrcholné sněhové pokrývky, formování jezera kaldery, odvodnění a eroze na Ceraunius Tholus“ (PDF). Icarus. 189 (1): 118–135. Bibcode:2007Icar..189..118F. doi:10.1016 / j.icarus.2006.12.021.
  22. ^ http: //www.mars.asu/christensen/advancedmarsclass/shean_glaciers_2005.pdf[trvalý mrtvý odkaz ]
  23. ^ Head, JW; 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.
  24. ^ http://www.marstoday.com/news/viewpr.html?pid=18050
  25. ^ http://news.brown.edu/pressreleases/2008/04/martian-glaciers
  26. ^ 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.
  27. ^ 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 šířkách Marsu“ (PDF). Měsíční a planetární věda. XXXIX (1391): 2441. Bibcode:2008LPI ... 39.2441H.
  28. ^ Schorghofer, N; et al. (2007). "Tři desetiletí svahové aktivity na Marsu". Icarus. 191 (1): 132–140. Bibcode:2007Icar..191..132S. doi:10.1016 / j.icarus.2007.04.026.
  29. ^ http://www.space.com/image_of_day_080730.html
  30. ^ http://www.space.com/scienceastronomy/streaks_mars_021211.html
  31. ^ http://www.space.com/scienceastronomy/streaks_mars_streaks_030328.html
  32. ^ http://www.space.com/scienceastronomy/mars_
  33. ^ „Mars Spirit Rover získává energii z čistších solárních panelů“. ScienceDaily. 19. února 2009. Citováno 11. ledna 2011.
  34. ^ Moore, Patrick (06.06.1990). Atlas sluneční soustavy. ISBN  978-0-517-00192-9.
  35. ^ Kieffer, Hugh H. (1992). Mars. Tucson: University of Arizona Press. str.&#91, stránka potřebná &#93, . ISBN  978-0-8165-1257-7.
  36. ^ Burleigh, Kaylan J .; Melosh, Henry J .; Tornabene, Livio L .; Ivanov, Boris; McEwen, Alfred S .; Daubar, Ingrid J. (2012). "Nárazový výbuch vzduchu spouští laviny prachu na Marsu". Icarus. 217 (1): 194–201. Bibcode:2012Icar..217..194B. doi:10.1016 / j.icarus.2011.10.026.
  37. ^ http://redplanet.asu.edu/
  38. ^ Morton, Oliver (2002). Mapování Marsu: Věda, představivost a zrod světa. New York: Picador USA. p. 98. ISBN  0-312-24551-3.
  39. ^ „Atlas Marsu online“. Ralphaeschliman.com. Citováno 16. prosince 2012.
  40. ^ „PIA03467: Širokoúhlá mapa Marsu MGS MOC“. Photojournal. Laboratoř NASA / Jet Propulsion Laboratory. 16. února 2002. Citováno 16. prosince 2012.

externí odkazy

Čtyřúhelníky na Marsu
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)