Thaumasia čtyřúhelník - Thaumasia quadrangle

Thaumasia čtyřúhelník
USGS-Mars-MC-25-ThaumasiaRegion-mola.png
Mapa čtyřúhelníku Thaumasia z Laserový výškoměr Mars Orbiter (MOLA) data. Nejvyšší nadmořské výšky jsou červené a nejnižší modré.
Souřadnice47 ° 30 'j. Š 90 ° 00 ′ západní délky / 47,5 ° j. Š. 90 ° z / -47.5; -90Souřadnice: 47 ° 30 'j. Š 90 ° 00 ′ západní délky / 47,5 ° j. Š. 90 ° z / -47.5; -90
Obrázek čtyřúhelníku Thaumasia (MC-25). Severní část zahrnuje Plošina Thaumasia. Jižní část obsahuje silně kráterovaný horský terén a relativně hladké nížiny, jako např Aonia Planum a Icaria Planum. Části Solis Planum, Aonia Terra, a Bosporus planum se také nacházejí v tomto čtyřúhelníku. Součástí východní a střední části je Lowellův kráter.

The Thaumasia čtyřúhelník je jednou z řady 30 čtyřúhelníkových map Marsu používá Geologický průzkum Spojených států (USGS) Astrogeologický výzkumný program. Čtyřúhelník Thaumasia se také označuje jako MC-25 (Mars Chart-25).[1]Jméno pochází z Thaumas, bůh mraků a nebeských zjevení.[2]

The Thaumasia čtyřúhelník pokrývá oblast od 60 ° do 120 ° západní délky a 30 ° až 65 ° jižní šířky Mars. Čtyřúhelník Thaumasia obsahuje mnoho různých oblastí nebo částí mnoha oblastí: Solis Planum, Icaria Planum, Aonia Terra, Aonia Planum, Bosporus planum, a Thaumasia planum.[3] Jedna z prvních hlavních sítí proudových kanálů, zvaná Warrego Valles, zde byla objevena časnými orbitery. Další známkou vody je přítomnost vpustí vytesaných do strmých svahů.

Marťanské vpusti

Vpusti jsou v některých částech Marsu běžné. Vpusti se vyskytují na strmých svazích, zejména na stěnách kráterů. Marťanské vpusti jsou považovány za relativně mladé, protože mají 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,[4] jiní zjistili, že větší počet vpustí se nachází na svazích směřujících k pólu, zejména od 30-44 j.[5][6]

Ačkoli bylo předloženo mnoho nápadů k jejich vysvětlení,[7] nejoblíbenější zahrnují kapalnou vodu pocházející z vodonosná vrstva, od tání na základně staré ledovce, nebo z tání ledu v zemi, když bylo teplejší podnebí.[8][9]

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.[10] 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.[11] Podvodní vrstvy jsou na Zemi zcela běžné. Dobrým příkladem je „Weeping Rock“ Národní park Zion Utah.[12]

Pokud jde o další teorii, velká část povrchu Marsu je pokryta tlustým hladkým pláštěm, o kterém se předpokládá, že je směsí ledu a prachu.[13][14][15] 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.[16][17][18] 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.[19]

Plášť bohatý na led může být výsledkem klimatických změn.[20] 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.[21][22] Když se led v horní části plášťové vrstvy vrací zpět do atmosféry, zanechává za sebou prach, který izoluje zbývající led.[23] 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.[5][24]

Vyšší nadmořské výšky mají mnohem méně vpustí, protože led by měl tendenci sublimovat více v řídkém vzduchu vyšší nadmořské výšky.[25] V oblasti Thaumasia se nachází velmi málo roklí; několik je však přítomno v nižších nadmořských výškách, jako je ta na obrázku níže v Kráter Ross.

  • CTX obrázek části Kráter Ross zobrazení kontextu pro další obrázek z HiRISE.

  • Vpusti v kráteru Ross, jak je vidět HiRISE pod Program HiWish. Protože vpusti jsou na úzkém okraji kráteru a začínají v různých výškách, tento příklad není v souladu s modelem vpustí způsobených vodonosnými vrstvami.

  • Skupina vpustí v kráteru Ross, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish

  • Detailní pohled na vpusti zobrazující více kanálů, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrázku.

  • Detail vpustí zobrazujících polygony, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish Polygony se obvykle tvoří ve zmrzlé zemi bohaté na led. Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrázku.

  • Detailní pohled na vpusti zobrazující zjednodušené formy v kanálech, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrázku.

  • Široký pohled na vpusti v kráteru Ross, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bližší pohled na mnoho malých vpustí v kráteru Ross, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish Poznámka: toto je zvětšení předchozího obrázku.

  • Bližší pohled na polygony poblíž vpustí v kráteru Ross, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrázku.

  • Bližší pohled na polygony poblíž vpustí v kráteru Ross, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrázku.

  • Gullies, jak je viděno HiRISE v rámci programu HiWish

  • Skupina vpustí, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zvětšení části předchozího obrázku zobrazující menší vpusti uvnitř větších. Voda v těchto vpustích pravděpodobně tekla více než jednou.

  • Gullies, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

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.[26] 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.[27][28] Výpočty ukazují, že třetinu mm odtoku lze vyrobit každý den po dobu 50 dnů každého marťanského roku, a to i za současných podmínek.[29]

Písečné duny

Mnoho míst na Marsu má písečné duny. Některé krátery v Thaumasii mají tmavé skvrny. Fotografie ve vysokém rozlišení ukazují, že tmavé značky jsou tmavé písečné duny. Tmavé písečné duny pravděpodobně obsahují magmatický skalní čedič.[30] Kráter Brashear, na obrázku níže, je jeden kráter s tmavými dunami.

  • Široký pohled na Brashear (marťanský kráter) v blízkosti jiných kráterů, jak je vidět z MOLA ve kterých jsou výšky označeny různými barvami.

  • Mars Global Surveyor kontextový obrázek s rámečkem ukazujícím, kde je umístěn další obrázek.

  • Mars Global Surveyor obrázek části oblasti na předchozí fotografii. Tmavé skvrny jsou vyřešeny jako písečné duny. Snímek pořízený pod Program veřejného cílení MOC.

  • Podlaha kráteru pokrytá písečnými dunami ve tvaru buněk, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish.

Warrego Valles

Mariner 9 a Viking Orbiter obrázky, ukázaly síť rozvětvených údolí zvaných Thaumasia Warrego Valles. Tyto sítě jsou důkazem toho, že Mars mohl být kdysi teplejší, vlhčí a možná měl srážky ve formě deště nebo sněhu. Studie s Laserový výškoměr Mars Orbiter, Zobrazovací systém tepelné emise (THEMIS) a Fotoaparát Mars Orbiter (MOC) podporují myšlenku, že Warrego Valles byl vytvořen ze srážek.[31] Na první pohled připomínají říční údolí na naší Zemi. Ostřejší obrázky z pokročilejších kamer však ukazují, že údolí nejsou souvislá. Jsou velmi staré a mohly trpět následky eroze. Obrázek níže ukazuje některá z těchto rozvětvených údolí.[32]

  • Kanály poblíž Warrego Valles, jak to vidí THEMIS. Tyto rozvětvené kanály jsou silným důkazem tekoucí vody na Marsu, snad během mnohem teplejšího období.

Krátery

Hustota impaktních kráterů se používá k určení povrchového stáří Marsu a dalších těles sluneční soustavy.[33] Čím starší povrch, tím více kráterů. Tvary kráteru mohou odhalit přítomnost ledu.

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.[34] Studie na Zemi dokumentovaly, že se vytvářejí praskliny a že se v prasklinách ukládají žíly sekundárních minerálů.[35][36][37] Snímky ze satelitů obíhajících kolem Marsu detekovaly praskliny v blízkosti kráterů nárazu.[38] Při nárazech se vytváří velké množství tepla. Oblast kolem velkého nárazu může vychladnout stovky tisíc let.[39][40][41]Mnoho kráterů kdysi obsahovalo jezera.[42][43][44] Protože některé podlahy kráterů vykazují delty, víme, že po nějakou dobu musela být přítomna voda. Na Marsu byly spatřeny desítky delt.[45] 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.[46]

  • Nejmenovaný hodnotitel s tenkým ejectou, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Na obrázku je také vidět mnoho kuželů.

  • Východní strana Douglassův kráter, jak je vidět z kamery CTX (zapnuto Mars Reconnaissance Orbiter )

  • Kráter Lamont, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Tmavé oblasti se skládají převážně z dun.

  • Duny na podlaze kráteru Lamont, jak je vidět kamerou CTX (na průzkumném orbiteru Mars). Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrázku.

  • Kráter Coblentz, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Kráter Biachini, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Stopy prachu ďábla a duny jsou viditelné na podlaze. Úzké, tmavé čáry jsou stopy prachu ďábla.

  • Kráter Fontana, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Stopy prachu ďábla těsně za severním okrajem kráteru Fontana, jak je vidět na kameře CTX (na průzkumné dráze Mars Reconnaissance Orbiter). Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrazu kráteru Fontana.

  • Lampland Crater (marťanský kráter), jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Vrstvy ve zdi kráteru Lampland, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrazu kráteru Lampland.

  • Kráter Slipher (Marťanský kráter), jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Vpusti v kráteru na okraji kráteru Slipher, jak je vidět z kamery CTX (na průzkumném Marsu na Marsu). Poznámka: toto je zvětšení předchozího obrazu kráteru Slipher.

  • Vrstvy pláště vystavené na okraji kráteru, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish Plášť je materiál bohatý na led, který spadl z nebe, když prošlo podnebí zásadními změnami.

  • Špičatý kráter, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Dopadující objekt mohl udeřit pod malým úhlem.

  • Široký pohled na podlahu kráteru, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish Některé prohlubně na podlaze mají ve středu kopec.

  • Bližší pohled na kopec v depresi, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Soustředné hřebeny na podlaze kráteru, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

Kanály

Existují obrovské důkazy o tom, že voda jednou tekla v údolích řek na Marsu.[47][48] Snímky zakřivených kanálů byly pozorovány na obrázcích z kosmické lodi Marsu z počátku sedmdesátých let s Mariner 9 orbiter.[49][50][51][52] 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.[53][54]

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

  • Rozvětvené kanály ve čtyřhranu Thaumasia, jak je vidět Viking Orbiter. Sítě kanálů, jako je tento, jsou v minulosti silným důkazem deště na Marsu.

  • Kráter a jeden z mnoha blízkých kanálů, jak je viděno HiRISE v rámci HiWish programu Obrázek je z Icaria Planum.

  • Kanál, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Kanál, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Kanál, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Kanál, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish, je 36,968 S a 78,121 W.

  • Kráter s kanály, jak je vidět na HiRISE v rámci programu HiWish Šipky ukazují kanály, které přenášely vodu do a z kráteru.

Další pohledy z Thaumasie

  • Mapa čtyřúhelníku Thaumasia se značenými krátery. Lowellův kráter je pojmenován po Percival Lowell.

  • Lowellův kráter Severovýchod, jak je vidět HiRISE. Podlaha kráteru je směrem ke spodní části obrázku.

  • CTX obrázek z Icaria Planum který ukazuje umístění dalšího obrázku.

  • Vrstvy v depozitu pláště, jak je vidět HiRISE, pod Program HiWish. Plášť byl pravděpodobně vytvořen ze sněhu a prachu padajícího během jiného podnebí.

  • Možná hráz v Thaumasii, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Hráze mohly ukládat cenné minerály.

  • Známky materiálu, který se pohybuje dolů po straně hřebene, jak to vidí HiRISE, v rámci programu HiWish.

  • Podivné povrchové prvky, které vidí HiWish v rámci programu HiWish.

  • Kráter Porter ráfek, jak je vidět na Mars Global Surveyor.

  • Zakřivený hřeben, který pravděpodobně tvořil ledovec, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Mozkový terén, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish Box zobrazuje velikost fotbalového hřiště.

  • Praskliny a jámy, které tvoří čtvercové tvary, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish Šipka ukazuje na čtverce tvořené prasklinami.

  • Hřebeny, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Toky, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Tmavé svahové pruhy, jak je vidět 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.[55][56] Čísla čtyřúhelníků (počínaje MC pro „Mars Chart“)[57] 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. „Geodézie a kartografie“ v Kieffer, H.H .; Jakosky, B.M .; Snyder, C.W .; Matthews, M.S., Eds. Mars. University of Arizona Press: Tucson, 1992.
  2. ^ Blunck, J. 1982. Mars a jeho satelity. Výstavní tisk. Smithtown, NY
  3. ^ http://areology.blogspot.com/2010/06/ancient-lava-plain-in-thaumasia-planum.html
  4. ^ Edgett, K. a kol. 2003. Marťanské vpusti v polárních a středních šířkách: Pohled z MGS MOC po 2 marťanských letech na mapovací oběžné dráze. Měsíční planeta. Sci. 34. Abstrakt 1038.
  5. ^ A b http://www.planetary.brown.edu/pdfs/3138.pdf
  6. ^ Dickson, J. a kol. 2007. Marťanské vpusti v jižních středních zeměpisných šířkách Marsu Důkazy o klimaticky řízené tvorbě mladých fluviálních útvarů na základě místní a globální topografie. Ikar: 188. 315-323
  7. ^ http://www.psrd.hawaii.edu/Aug03/MartianGullies.html
  8. ^ Heldmann, J. a M. Mellon. Pozorování marťanských vpustí a omezení mechanismů formování potenciálu. 2004. Ikar. 168: 285-304.
  9. ^ Zapomeňte na F. a kol. 2006. Příběh planety Mars z jiného světa. Praxis Publishing. Chichester, Velká Británie.
  10. ^ Heldmann, J. a M. Mellon. 2004. Pozorování marťanských vpustí a omezení mechanismů formování potenciálu. Icarus. 168: 285-304
  11. ^ http://www.space.com/scienceastronomy/mars_aquifer_041112.html
  12. ^ Harris, A a E. Tuttle. 1990. Geologie národních parků. Nakladatelská společnost Kendall / Hunt. Dubuque, Iowa
  13. ^ Malin, M. a K. Edgett. 2001. Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: Meziplanetární plavba primární misí. J. Geophys. Res .: 106> 23429-23570
  14. ^ Hořčice, John F .; Cooper, Christopher D .; Rifkin, Moses K. (červenec 2001). „Důkazy o nedávných změnách klimatu na Marsu z identifikace mladistvého téměř povrchového přízemního ledu“. Příroda. 412 (6845): 411–414. doi:10.1038/35086515. PMID  11473309. S2CID  4409161.
  15. ^ Carr, M. 2001. Mars Global Surveyor, pozorování fretovaného terénu. J. Geophys. Res .: 106. 23571-23595.
  16. ^ Zprávy NBC
  17. ^ Head, J. W .; Marchant, D. R .; Kreslavsky, M. A. (25. srpna 2008). „Tvorba vpustí na Marsu: Souvislost s nedávnou historií klimatu a slunečními mikroprostředím implikuje vznik toku povrchové vody“. Sborník Národní akademie věd. 105 (36): 13258–13263. doi:10.1073 / pnas.0803760105. PMC  2734344. PMID  18725636.
  18. ^ Head, James W .; Marchant, David R .; Kreslavsky, Michail A. (9. září 2008). „Tvorba vpustí na Marsu: Souvislost s nedávnou historií klimatu a slunečními mikroprostředím implikuje vznik toku povrchové vody“. Sborník Národní akademie věd Spojených států amerických. 105 (36): 13258–13263. doi:10.1073 / pnas.0803760105. PMC  2734344. PMID  18725636.
  19. ^ Christensen, Philip R. (březen 2003). „Vznik nedávných marťanských vpustí roztavením rozsáhlých sněhových nánosů bohatých na vodu“. Příroda. 422 (6927): 45–48. doi:10.1038 / nature01436. PMID  12594459. S2CID  4385806.
  20. ^ http://news.nationalgeographic.com/news/2008/03/080319-mars-gullies_2.html
  21. ^ Jakosky, Bruce M .; Carr, Michael H. (červen 1985). „Možné srážení ledu v nízkých zeměpisných šířkách Marsu během období vysoké šikmosti“. Příroda. 315 (6020): 559–561. doi:10.1038 / 315559a0. S2CID  4312172.
  22. ^ Jakosky, Bruce M .; Henderson, Bradley G .; Mellon, Michael T. (1995). „Chaotická šikmost a povaha marťanského podnebí“. Journal of Geophysical Research. 100 (E1): 1579–1584. doi:10.1029 / 94JE02801.
  23. ^ „Mars může vzniknout z doby ledové“. ScienceDaily. 18. prosince 2003.
  24. ^ Dickson, James L .; Head, James W .; Kreslavsky, Michail (červen 2007). „Marťanské vpusti v jižních středních zeměpisných šířkách Marsu: Důkazy o klimaticky řízené tvorbě mladých fluviálních útvarů na základě místní a globální topografie“. Icarus. 188 (2): 315–323. doi:10.1016 / j.icarus.2006.11.020.
  25. ^ Hecht, M (duben 2002). "Metastabilita kapalné vody na Marsu". Icarus. 156 (2): 373–386. doi:10.1006 / icar.2001.6794.
  26. ^ Peulvast, J. Physio-Geo. 18. 87-105.
  27. ^ Costard, F. a kol. 2001. Debris Flows on Mars: Analogy with Terrestrial Periglacial Environment and Climatic Implications. Lunar and Planetary Science XXXII (2001). 1534.pdf
  28. ^ http://www.spaceref.com:16090/news/viewpr.html?pid=7124[trvalý mrtvý odkaz ],
  29. ^ Clow, G. 1987. Tvorba kapalné vody na Marsu roztavením prašného sněhu. Ikar: 72. 93-127.
  30. ^ Michael H. Carr (2006). Povrch Marsu. Cambridge University Press. ISBN  978-0-521-87201-0. Citováno 21. března 2011.
  31. ^ Ansan, V a N. Mangold. 2006. Nová pozorování Warrego Valles, Mars: Důkazy srážek a povrchového odtoku. Icarus. 54: 219-242.
  32. ^ http://www.msss.com/mars_images/moc/2004/10/03/
  33. ^ http://www.lpi.usra.edu/publications/slidesets/stones/
  34. ^ http://www.indiana.edu/~sierra/papers/2003/Patterson.html.
  35. ^ 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
  36. ^ http://www.ingentaconnect.com/content/arizona/maps/2005/00000040/00000012/art00007
  37. ^ Pirajno, F. 2000. Vklady rud a pera plášťů. Kluwer Academic Publishers. Dordrecht, Nizozemsko
  38. ^ 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
  39. ^ name = "news.discovery.com"
  40. ^ 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
  41. ^ Segura, T, O. Toon, A. Colaprete, K. Zahnle. 2002. Dopady velkých dopadů na Mars na životní prostředí. Science: 298, 1977-1980.
  42. ^ Cabrol, N. a E. Grin. 2001. Evoluce lacustrinového prostředí na Marsu: Je Mars pouze hydrologicky nečinný? Ikar: 149, 291-328.
  43. ^ 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.
  44. ^ Fassett, C. a J. Head. 2008. Jezera na otevřeném povodí na Marsu: Dopady jezer v údolní síti na povahu noachovské hydrologie.
  45. ^ Wilson, J. A. Grant a A. Howard. 2013. SEZNAM ROVNOSLOVÝCH ALUVIÁLNÍCH FANOUŠKŮ A DELTA NA MARS. 44. konference o lunární a planetární vědě.
  46. ^ Newsom H., Hagerty J., Thorsos I. 2001. Umístění a vzorkování vodních a hydrotermálních ložisek v impaktních kráterech na Marsu. Astrobiologie: 1, 71-88.
  47. ^ Baker, V. a kol. 2015. Fluviální geomorfologie na planetárních površích podobných Zemi: přehled. Geomorfologie. 245, 149–182.
  48. ^ Carr, M. 1996. in Water on Mars. Oxford Univ. Lis.
  49. ^ Baker, V. 1982. Kanály Marsu. Univ. of Tex. Press, Austin, TX
  50. ^ 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.
  51. ^ Carr, M. 1979. Tvorba marťanských povodňových charakteristik uvolňováním vody z uzavřených kolektorů. J. Geophys. Res. 84, 2995–300.
  52. ^ Komar, P. 1979. Porovnání hydrauliky vodních toků v odtokových kanálech Marsu s průtoky podobného rozsahu na Zemi. Ikar 37, 156–181.
  53. ^ http://spaceref.com/mars/how-much-water-was-needed-to-carve-valleys-on-mars.html
  54. ^ Luo, W. a kol. 2017. Odhad objemu nové marťanské údolí v souladu se starým oceánem a teplým a vlhkým podnebím. Nature Communications 8. Číslo článku: 15766 (2017). doi: 10,1038 / ncomms15766
  55. ^ Morton, Oliver (2002). Mapování Marsu: Věda, představivost a zrod světa. New York: Picador USA. str. 98. ISBN  0-312-24551-3.
  56. ^ „Atlas Marsu online“. Ralphaeschliman.com. Citováno 16. prosince 2012.
  57. ^ „PIA03467: Širokoúhlá mapa Marsu MGS MOC“. Photojournal. Laboratoř NASA / Jet Propulsion Laboratory. 16. února 2002. Citováno 16. prosince 2012.

Další čtení

  • Lorenz, R. 2014. The Dune Whisperers. Planetární zpráva: 34, 1, 8-14
  • Lorenz, R., J. Zimbelman. 2014. Dune Worlds: How Windblown Sand Shapes Planetary Landscapes. Springer Praxis Books / Geofyzikální vědy.

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)