Геологија на Марс

Од Википедија — слободната енциклопедија
Генерализирана геолошка карта на Марс [1]
Марс како што го гледа вселенскиот телескоп Хабл

Геологијата на Марс — научно проучување на површината, кората и внатрешноста на планетата Марс. Го нагласува составот, структурата, историјата и физичките процеси кои ја обликуваат планетата. Тоа е аналогно на полето на копнената геологија. Во планетарната наука, терминот геологија се користи во неговата најширока смисла кое означува проучување на цврстите делови на планетите и месечините. Терминот вклучува аспекти на геофизика, геохемија, минералогија, геодезија и картографија.[2] Неологизам, ареологија, од грчкиот збор Arēs (Марс), понекогаш се појавува како синоним за геологијата на Марс во популарните медиуми и дела од научната фантастика (на пр. Трилогијата за Марс на Ким Стенли Робинсон).[3] Терминот ареологија се користи и во „r/Areology“ [4] и во Ареолошкото друштво.[5]

Геолошка карта на Марс (2014)[уреди | уреди извор]

Марс - геолошка карта (14 јули 2014) (целосна слика)[6][7][8]
  • Слика 2 за геолошка карта на Марс
    Слика 2 за геолошка карта на Марс

Состав[уреди | уреди извор]

Марс е диференцирана копнена планета. 

Мисијата за слетување ИнСајт е дизајнирана да ја проучува длабоката внатрешност на Марс.[9] Мисијата започнала на 26 ноември 2018 година,[10] и распоредила чувствителен сеизмометар кој требало да овозможи мапи на 3Д структурата на длабоката внатрешност на Марс.

Глобална физиографија[уреди | уреди извор]

Марс има голем број на различни, големи површински одлики кои укажуваат на видовите геолошки процеси кои дејствувале на планетата со текот на времето. Овој дел воведува неколку од поголемите физиографски региони на Марс. Заедно, овие региони ги илустрираат геолошките процеси кои вклучуваат вулканизам, тектонизам, вода, мраз и судирни настани кои ја обликувале планетата на глобално ниво.

Хемисферска дихотомија[уреди | уреди извор]

Орбиталниот ласерски алтиметар на Марс (MOLA) обоени карти со релјеф во сенка кои покажуваат височини во западната и источната полутопка на Марс. (лево): На западната полутопка доминира регионот Тарсида (црвена и кафеава). Високите вулкани изгледаат бели.

Северната и јужната полутопка на Марс се неверојатно различни една од друга по топографија и физиографија. Оваа дихотомија е фундаментална глобална геолошка одлика на планетата. Северниот дел претставува огромна топографска депресија. Околу една третина од површината (најчесто на северната полутопка) се наоѓа на 3–6 km пониска височина од јужните две третини. Ова е релјефна одлика од прв ред на исто ниво со висинската разлика помеѓу континентите на Земјата и океанските сливови.[11] Дихотомијата се изразува и на два други начини: како разлика во густината на ударниот кратер и дебелината на кората помеѓу двете полутопки.[12] Полутопката јужно од границата на дихотомијата (често наречена јужни висорамнини) е многу силно кратерирана и древна, карактеризирана со груби површини кои датираат од периодот на тешко бомбардирање. Спротивно на тоа, низините северно од границата на дихотомијата имаат малку големи кратери, се многу мазни и рамни и имаат други одлики што укажуваат на тоа дека се случило екстензивно обновување на површината откако се формирале јужните висорамнини. Третата разлика помеѓу двете полутопки е во дебелината на кората. Податоците од топографската и геофизичката гравитација покажуваат дека кората во јужните висорамнини има максимална дебелина од околу 58 километри, додека кората во северните делови е околу 32 километри во дебелина.[13][14] Локацијата на границата на дихотомијата варира во географската ширина низ Марс и зависи од тоа кој од трите физички изрази на дихотомијата се разгледува.

За потеклото и староста на полутопкичната дихотомија сè уште се дебатира. Хипотезите за потекло генерално спаѓаат во две категории: една, дихотомијата била произведена од настан со мега-влијание или неколку големи влијанија на почетокот на историјата на планетата (егзогени теории) [15][16][17] а според другата, дихотомијата била произведена со разредување на кората во северната полутопка со конвекција на плашт, превртување или други хемиски и топлински процеси во внатрешноста на планетата (ендогени теории).[18][19] Еден ендогенски модел предлага рана епизода на тектоника на плочите која произведува потенка кора на север, слична на она што се случува при ширење на границите на плочите на Земјата.[20] Без оглед на неговото потекло, дихотомијата на Марс се смета дека е исклучително стара. Нова теорија базирана на влијанието на јужнополарниот џин [21] и потврдена со откривањето на дванаесет полутопкични порамнувања [22] покажува дека егзогените теории се посилни од ендогените теории и дека Марс никогаш немал тектоника на плочи [23][24]. Податоците за радарски звук од вселенски летала што орбитираат, идентификувале голем број структури со големина на слив, претходно скриени во визуелните слики. Наречени квазикружни вдлабнатини (QCDs), овие одлики веројатно претставуваат напуштени кратери од удар од периодот на тешко бомбардирање кои сега се покриени со фурнир од помлади наслаги. Студиите за броење кратери на QCD сугерираат дека основната површина на северната полутопка е стара најмалку колку и најстарата изложена кора во јужните висорамнини.[25] Античката ера на дихотомијата става значително ограничување на теориите за нејзиното потекло.[26]

Вулканските провинции Тарсида и Елисеј[уреди | уреди извор]

Регионот Тарсис со главни одлики. Планините Тарсис се трите подредени вулкани на централното дно. Олимп се наоѓа централно лево. Одликата во горниот десен агол е планината Алба.
Регионот Тарсис со главни одлики. Планините Тарсис се трите подредени вулкани на централното дно. Олимп се наоѓа централно лево. Одликата во горниот десен агол е планината Алба.

Надворешната граница на дихотомијата во западната полутопка на Марс е масивна вулкано-тектонска провинција позната како регион Тарсида. Оваа огромна, издигната структура е со пречник од илјадници километри, покрива до 25% од површината на планетата.[27] Во просек на 7-10 км (нивото на „морето“ на Марс), Тарсида ги содржи највисоките височини на планетата и најголемите познати вулкани во Сончевиот Систем. Три огромни вулкани, Астреј, Паун и Арсија (колективно познати како Тарсида ), се наоѓаат порамнети долж сртот на испакнатоста. Огромната планина Алба (поранешна Алба Патера) го зазема северниот дел од регионот. Огромниот штитен вулкан Олимп лежи на главната испакнатост, на западниот раб на провинцијата. Екстремната масивност на Тарсида поставил огромен напон на литосферата на планетата. Како резултат на тоа, огромни екстензивни грабени и раседни долини зрачат нанадвор од Тарсида, проширувајќи се на половина пат околу планетата.[28]

Помал вулкански центар се наоѓа неколку илјади километри западно од Тарсида во Елисеј. Елисејскиот вулкански комплекс е околу 2.000 километри во пречник и се состои од три главни вулкани, Елисејска планина, Хеката и Албор. Се смета дека групата на елисејските вулкани е нешто поразлична од Тарсида, бидејќи развојот на првиот вклучувал и лави и пирокластичен материјал.[29]

Големи ударни сливови[уреди | уреди извор]

На Марс се присутни неколку огромни, кружни ударни сливови. Најголемиот што е лесно видлив е сливот Елада кој се наоѓа на јужната полутопка. Тој е втора по големина потврдена структура на планетата, центрирана на околу 64°Е географска должина и 40°С географска ширина. Централниот дел на сливот (Елада ) има пречник од 1.800 км [30] и областа опкружена со широка, силно еродирана прстенеста структура, која се одликува со тесно распоредени нерамни и неправилни планини ( масиви), кои веројатно претставуваат подигнати, испрекинати блокови од старата кора пред сливот.[31] Античките, нискорелјефни вулкански конструкции се наоѓаат на североисточниот и југозападниот дел од ободот. Подот на сливот содржи дебели, структурно сложени седиментни наслаги кои имаат долга геолошка историја на таложење, ерозија и внатрешна деформација. Најниските височини на планетата се наоѓаат во сливот Елада, со некои области од подот на сливот над 8. км.[32]

Двете други големи ударни структури на планетата се басените Аргир и Исидис. Како и Елада, и Аргир (800 km во пречник) се наоѓа во јужните висорамнини и е опкружен со широк прстен од планини. Планините во јужниот дел на работ, Charitum Montes, можеби биле еродирани од долинските ледници и ледените плочи во одреден момент од историјата на Марс.[33] Сливот на Исидис (околу 1.000 km во пречник) лежи на границата на дихотомија на околу 87°E географска должина. Североисточниот дел од работ на сливот е еродиран и сега е затрупан со наслаги на северните рамнини, давајќи му на сливот полукружен преглед. Северозападниот раб на сливот се одликува со лачни грабени кои се периферни на сливот. Еден дополнителен голем слив, Утопија, е целосно затрупан со наслаги на северните рамнини. Неговиот преглед е јасно забележлив само од податоците за надморска височина. Сите големи басени на Марс се екстремно стари, кои датираат од доцното тешко бомбардирање. Се смета дека тие се споредливи по старост со басените Имбриум и Ориентал на Месечината.

Екваторијален кањонски систем[уреди | уреди извор]

Слика од Викинг 1.

Во близина на екваторот во западната полутопка се наоѓа огромен систем од длабоки, меѓусебно поврзани кањони и корита, кои се познати како Маринерска Долина. Кањонскиот систем се протега на исток од Тарсида во должина од над 4.000 km, речиси една четвртина од обемот на планетата. Доколку биде поставен на Земјата, Маринерската Долина би се протегала низ ширината на Северна Америка.[34] Кањоните на места се и до 300 км широки и 10 км длабоко. Често во споредба со Големиот Кањон на Земјата, Маринерската Долина има многу различно потекло од неговиот поситен, таканаречен пандан на Земјата. Големиот Кањон е во голема мера производ на водена ерозија. Марсовите екваторски кањони биле од тектонско потекло, односно настанале најмногу со раседи. Тие би можеле да бидат слични на долините на Источноафриканскиот Расед. [12] Кањоните го претставуваат површинскиот израз на моќно растегнувачки напор во кората на Марс, веројатно поради оптоварувањето од испакнатоста на Тарсида.[32]

Хаотичен терен и одливни канали[уреди | уреди извор]

Теренот на источниот крај на Маринерската Долина се претвора ниски заоблени ридови кои се чини дека се формирале од уривањето на висинските површини за да формираат широки вдлабнатини исполнети со урнатини.[12] Наречени хаотичен терен, овие области ги означуваат главите на огромните излезни канали што излегуваат со целосна големина од хаотичниот терен и се се распаѓаат на север во Хриса. Присуството на рационализирани острови и други геоморфни одлики укажуваат на тоа дека каналите најверојатно се формирани од катастрофално ослободување на вода од водоносни слоеви или од топење на подземниот мраз. Сепак, овие одлики може да се формираат и од обилните вулкански текови на лава кои доаѓаат од Тарсида.[35] Каналите, кои ги вклучуваат долината Арес, Шалбатана, Симуд и Тиу, се огромни според копнените стандарди, а протокот што ги формирал е соодветно огромен. На пример, се проценува дека максималното испуштање кое е потребно за издлабување на Арес широк 28 километри било 14 милиони кубни метри во секунда, над десет илјади пати повеќе од просечното испуштање на реката Мисисипи.[36]

Орбитален ласерски висиметар на Марс (MOLA) изведена слика од Планум Бореум.

Ледени капи[уреди | уреди извор]

Поларните ледени капи се добро познати телескопски одлики на Марс, првпат идентификувани од Кристиан Хајгенс во 1672 година.[37] Од 1960-тите, е познато дека сезонските капи (оние што се гледаат во телескопот како растат и опаѓаат сезонски) се составени од мраз од јаглерод диоксид (CO 2.) кој се кондензира од атмосферата кога температурите паѓаат до 148 К, точката на заледување на CO 2, за време на поларната зима.[38] На север, мразот CO 2.целосно се распаѓа (се возвишува) во лето. На јужниот пол, во лето останува мала преостаната капа од мраз CO 2.

Двете преостанати ледени капи се прекриваат со дебели наслаги на меѓуслоен мраз и прашина. На север, слоевитите наслаги формираат плато кое е високо 3 километри и кое има пречник од 1 километар и е познато како Планум Бореум. Слична висорамнина, Планум Аустрале, се наоѓа на југ. И двете понекогаш се третираат како синоним за поларните ледени капи, но постојаниот мраз (гледан како високо албедо, бели површини на сликите) формира само релативно тенка обвивка на врвот на слоевитите наслаги. Слоевитните наслаги веројатно претставуваат наизменични циклуси на таложење на прашина и мраз предизвикани од климатските промени поврзани со варијации во орбиталните параметри на планетата со текот на времето. Поларните наслаги се едни од најмладите геолошки единици на Марс.

Геолошка историја[уреди | уреди извор]

Одлики на албедо[уреди | уреди извор]

Проекција на албедо одлики на Марс од вселенскиот телескоп Хабл.

Ниту една топографија не е видлива на Марс од Земјата. Светлите области и темните ознаки што се гледаат преку телескоп се албедо одлики. Светлите, црвено- окер области се места каде ситна прашина ја покрива површината. Светли области (со исклучок на поларните капи и облаци) ги вклучуваат Елада, Тарсида и Арабија Тера. Темно сивите ознаки претставуваат области кои ветрот ги исчистил од прашина, оставајќи го зад себе долниот слој на темен, карпест материјал. Темните ознаки се најразлични во широк појас од 0° до 40° S географска ширина. Сепак, најистакнатата темна ознака, Сиртис Мајор Планум , е на северната полутопка.[12] Класичната одлика на албедото, Mare Acidalium, е уште една истакната темна област на северната полутопка. Присутен е и трет тип на област, со средна боја и албедо, и се смета дека претставува региони што содржат мешавина од материјалот од светлите и темните области.[39]

Ударни кратери[уреди | уреди извор]

Ударните кратери првпат биле идентификувани на Марс со вселенското летало Маринер 4 во 1965 година.[40] Раните набљудувања покажале дека кратерите на Марс генерално биле поплитки и помазни од месечевите кратери, што покажува дека Марс има поактивна историја на ерозија и таложење од Месечината.[41]

Во други аспекти, кратерите на Марс личат на месечевите кратери. И двете се производи на влијанието на хипербрзината и покажуваат прогресија на морфолошки типови со зголемена големина. Марсовите кратери под околу 7 km во пречник се нарекуваат едноставни кратери; тие се во облик на сад со однос длабочина/пречник од околу 1/5.[42] Марсовите кратери се менуваат од едноставни во посложени типови со пречник од приближно 5 до 8 км. Сложените кратери имаат централни врвови (или врвни комплекси), релативно рамни подови и тераси. Сложените кратери се поплитки од едноставните кратери пропорционално на нивната ширина, со сооднос длабочина/пречник кој се движи од 1/5 при преодниот пречник од едноставен до сложен (~7 km) до околу 1/30 за кратер со пречник од 100 km. Друга транзиција се случува на пречници на кратери од околу 130 км додека централните врвови се претвораат во концентрични прстени на ридови за да формираат сливови со повеќе прстени.[12]

Марс има најголема разновидност на типови на ударни кратери од која било планета во Сончевиот Систем. [43] Ова е делумно затоа што присуството и на карпести и на испарливи слоеви богати во подповршината создава низа морфологии дури и меѓу кратерите во иста класа на големина. Марс има и атмосфера која игра улога во исфрлувањето и последователната ерозија. Покрај тоа, Марс има стапка на вулканска и тектонска активност доволно ниска што древните, еродирани кратери сè уште се зачувани, но сепак доволно висока за повторно да се појават големи области, создавајќи различен опсег на популации на кратери со широко различна возраст. Над 42.000 ударни кратери поголеми од 5 км во пречник се каталогизирани на Марс,[44] и бројот на помали кратери е веројатно безброј. Густината на кратерите на Марс е најголема во јужната полутопка, јужно од границата на дихотомијата. Ова е местото каде што се наоѓаат повеќето големи кратери и басени.

Морфологијата на кратерот дава информации за физичката структура и составот на површината и подповршината во моментот на ударот. На пример, големината на централните врвови во кратерите на Марс е поголема од споредливите кратери на Меркур или на Месечината.[45] Покрај тоа, централните врвови на многу големи кратери на Марс имаат јамски кратери на нивните врвови. Централните јамски кратери се ретки на Месечината, но се многу чести на Марс и ледените сателити на надворешниот Сончев Систем. Големите централни врвови и изобилството на јамски кратери веројатно укажуваат на присуство на мраз блиску до површината. [43]

Најзабележителната разлика помеѓу марсовските кратери и другите кратери во Сончевиот Систем е присуството на флуидизирани исфрлувачки прекривки. Многу кратери на екваторските и средните географски широчини на Марс ја имаат оваа форма на морфологија на исфрлање, за која се смета дека се појавува кога предметот што удира го топи мразот на подповршината. Течната вода во исфрлениот материјал формира матна кашеста маса која тече по површината, создавајќи ги карактеристичните облици на лобус.[32][46]

  • Слика на едноставен кратер, направена од HiRISE
    Слика на едноставен кратер, направена од HiRISE
  • Слика на сложен кратер направена од ТЕМИС
    Слика на сложен кратер направена од ТЕМИС
  • слика од кратерот Јути што.
    слика од кратерот Јути што.
  • Слика од ТЕМИС која прикажува исфрлање од кратерот со пречник од 17 километри на 21°S, 285°E.
    Слика од ТЕМИС која прикажува исфрлање од кратерот со пречник од 17 километри на 21°S, 285°E.

Марсовите кратери најчесто се класифицираат според нивното исфрлање. Кратерите со еден слој на исфрлање се нарекуваат еднослојни исфрлачки кратери. Кратерите со два слоја на исфрлање се нарекуваат кратери со двослојни исфрлања, а кратерите со повеќе од два слоја на исфрлање се нарекуваат кратери со повеќеслојни исфрлања. Се смета дека овие морфолошки разлики ги рефлектираат разликите во составот (т.е. меѓуслоен мраз, карпи или вода) во подповршината во моментот на ударот.[47][48]

Кратер во Амазонскиот квадрант.

Марсовите кратери покажуваат голема разновидност на зачувани состојби, од екстремно свежи до стари и еродирани. Деградираните и наполнети ударни кратери забележуваат варијации во вулканската, флувијалната и еолската активност во текот на геолошкото време.[49] Постаментните кратери се кратери во кои нивното исфрлање седи над околниот терен каде се формираат подигнати платформи. Тие се појавуваат затоа што исфрлањето на кратерот формира отпорен слој, така што областа најблиску до кратерот еродира побавно од остатокот од регионот. Некои од нив се стотици метри над околната област, што значи дека стотици метри материјал е ерозиран. Овие кратери првпат биле забележани за време на мисијата Маринер 9 во 1972 година.[50][51]  

Вулканизам[уреди | уреди извор]

Првиот приказ на дифракција на рендген на марсовската почва [52]

Вулканските структури и форми на Марс покриваат големи делови од површината. Највпечатливите вулкани на Марс се наоѓаат во Тарсида и Елисеј. Геолозите мислат дека една од причините зошто вулканите на Марс можеле да пораснат толку големи е тоа што Марс има помалку тектонски граници во споредба со Земјата.[53] Лавата од стационарното жариште можела да се акумулира на една локација на површината многу стотици милиони години.

Научниците никогаш не забележале активна ерупција на вулкан на површината на Марс.[54] Пребарувањата за топлински белези и површинските промени во последната деценија не дале докази за активен вулканизам.[55]

На 17 октомври 2012 година, роверот „Кјуриосити“ на планетата Марс ја извела првата анализа на дифракција на Х-зраци на тлото на Марс. Резултатите од анализаторот CheMin откриле присуство на неколку минерали, вклучително фелдспат, пироксени и оливин, и сугерирале дека марсовската почва во примерокот е слична на „истрошените базалтни почви “ на хавајските вулкани.[52] Во јули 2015 година, истиот ровер идентификувал тридимит во примерок од карпа од кратерот Гејл, што ги навело научниците да заклучат дека силицискиот вулканизам можеби одиграл многу позастапена улога во вулканската историја на планетата отколку што се мислело.[56]

Седиментологија[уреди | уреди извор]

Колекција на сфери, секоја со пречник од околу 3 mm како што е видена од роверот Opportunity

Изгледа дека течената вода била вообичаена на површината на Марс во различни периоди од неговата историја, а особено на древниот Марс.[57] Многу од овие текови ја издлабиле површината, формирајќи долински мрежи и создавајќи седимент. Овој талог е повторно депониран во широк спектар на влажни средини, вклучително и во алувијални вентилатори, меандрирани канали, делти, езера, а можеби дури и океани.[58][59][60] Процесите на таложење и пренос се поврзани со гравитацијата. Поради гравитацијата, поврзаните разлики во флуксот на водата и брзината на протокот, заклучено од преносот на големината на зрната, марсовските пејзажи биле создадени од различни услови на животната средина.[61] Сепак, постојат и други начини да се процени количината на вода на древниот Марс. Подземните води се вмешани во цементирањето на еолските седименти и формирањето и пренос на широк спектар на седиментни минерали, вклучувајќи глини, сулфати и хематит.[62]

Кога површината е сува, ветерот бил главен геоморфен агенс. Песочните тела управувани од ветер, како мегарипли и дини, се исклучително чести на модерната површина на Марс, а Опортјунити документирал изобилство еолски песочник.[63]

Широк спектар на други седиментолошки тела се присутни локално на Марс, вклучително и леднички наслаги, топли извори, депозити од лизгање на земјиштето, криоген и периглацијален материјал.[58] Доказите за стари реки,[64] езеро,[65][66] и полиња со дини [67][68][69] се забележани во зачуваните слоеви во Меридијановиот Залив и кратерот Гејл.

Заеднички одлики на површината[уреди | уреди извор]

Подземните води на Марс[уреди | уреди извор]

Една група истражувачи предложила дека некои од слоевите на Марс се предизвикани од подземните води што се издигнуваат на површината на многу места, особено во внатрешноста на кратерите. Според теоријата, подземните води со растворени минерали излегле на површината, во и подоцна околу кратерите и помогнале да се формираат слоеви со додавање на минерали (особено сулфат) и да се зацврстат седиментите. Оваа хипотеза е поддржана од модел на подземни води и со сулфати откриени на широк простор.[70][71] На почетокот, со испитување на површинските материјали со Опортјунити, научниците откриле дека подземните води постојано се кревале и депонирале сулфати.[62][72][73][74][75] Подоцнежните студии со инструменти на Орбитрален истражувач на Марс покажале дека истите видови материјали постојат во голема област која ја вклучувала Арабија.[76]

Интересни геоморфолошки одлики[уреди | уреди извор]

Лавини[уреди | уреди извор]

На 19 февруари 2008 година, сликите добиени од камерата HiRISE на Орбитрален истражувач на Марс покажале спектакуларна лавина, во која остатоците што се сметало дека се ситнозрнест мраз, прашина и големи блокови паднале од висока карпа од 700 метри. Доказите за лавината вклучувале облаци од прашина што се издигнале од карпата потоа. Ваквите геолошки настани се теоретизираат дека се причина за геолошките форми познати како наклонски падини.

  • Слика од лавината на Марс од 19 февруари 2008 година, снимена од Орбитрален истражувач на Марс.
    Слика од лавината на Марс од 19 февруари 2008 година, снимена од Орбитрален истражувач на Марс.
  • Поблиска снимка од лавината.
    Поблиска снимка од лавината.
  • Облаците од прашина се издигнуваат над 700 метри длабока карпа.
    Облаците од прашина се издигнуваат над 700 метри длабока карпа.
  • Фотографија со размер ја покажува големината на лавината.
    Фотографија со размер ја покажува големината на лавината.

Можни пештери[уреди | уреди извор]

Научниците на НАСА кои ги проучуваат сликите од вселенското летало Одисеја забележале седум пештери на страните на вулканот Арсија на Марс. Влезовите во јамата се широки 100 до 252 метри и се смета дека се најмалку 73 до 96 метри длабоки. Отворите биле неформално именувани (А) Дена, (Б) Клои, (В) Венди, (Д) Ени, (Е) Аби (лево) и Ники и (Ф) Жана. Подот на Дена е длабок 130 метри.[77][78] Прегледот на сликите резултирал со уште повеќе откритија на длабоки јами.[79] Неодамна, глобалната база на податоци (MG C3 ) со над 1.000 кандидати за пештери на Марс во Тарсида била развиена од страна на Научниот центар за астрогеологија.[80] Во 2021 година, научниците применуваат алгоритми за машинско учење за да ја прошират C3 низ целата површина на Марс.[81]

Се сугерирало дека човечките истражувачи на Марс би можеле да користат лавински цевки како засолништа. Пештерите можеби се единствените природни структури кои нудат заштита од микрометеороиди, УВ зрачење, сончеви изливи и честички со висока енергија кои ја бомбардираат површината на планетата.[82] Овие одлики може да го подобрат зачувувањето на биобелезите во долги временски периоди и да ги направат пештерите атрактивна астробиолошка цел во потрагата по докази за живот надвор од Земјата.[83][84][85]

  • Пештера на Марс („Жана“) видена од Орбитрален истражувач на Марс.
    Пештера на Марс („Жана“) видена од Орбитрален истражувач на Марс.
  • HiRISE со слика од Жана, што прикажува попладневно осветлување на источниот ѕид.
    HiRISE со слика од Жана, што прикажува попладневно осветлување на источниот ѕид.
  • Слика на ТЕМИС од влезовите на пештерите на Марс.
    Слика на ТЕМИС од влезовите на пештерите на Марс.
  • Карта на над 1.000 можни влезови во пештерата во Тарсида
    Карта на над 1.000 можни влезови во пештерата во Тарсида

Превртен релјеф[уреди | уреди извор]

Некои области на Марс покажуваат превртен релјеф, каде одликите кои некогаш биле вдлабнатини, како потоци, сега се над површината. Се верува дека материјали како големи карпи биле депонирани во ниски области. Подоцна, ерозијата на ветерот отстранила голем дел од површинските слоеви, но зад себе ги оставила поотпорните наслаги. Други начини за правење превртен релјеф може да биде лавата што тече по коритото на потокот или материјалите што се задржуваат со минерали растворени во вода. На Земјата, материјалите силика се високо отпорни на сите видови на ерозивни сили. Примери на превртени канали на Земјата се наоѓаат во Формацијата на планината Кедар во близина на Грин Ривер, Јута. Превртениот релјеф во форма на потоци е уште еден доказ за водата што течела на површината на Марс во минатите времиња.[86] Превртениот релјеф во форма на канали сугерира дека климата била поинаква - многу повлажна - кога се формирале превртените канали.

Во една статија објавена во јануари 2010 година, голема група научници ја поддржале идејата за потрага по живот во кратерот Мијамото поради каналите на превртениот поток и минералите кои укажуваат на минатото присуство на вода.[87]

Сликите на други примери на превртен терен се прикажани подолу од различни делови на Марс.

Библиографија[уреди | уреди извор]

  • Carr, Michael (2006). The surface of Mars. Cambridge, UK: Cambridge University Press. ISBN 0-521-87201-4.
  • Hartmann, W. (2003). A Traveler's Guide to Mars: The Mysterious Landscapes of the Red Planet. New York: Workman Publishing. ISBN 978-0-7611-2606-5.

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. ↑ P. Zasada (2013) Generalised Geological Map of Mars, 1:140.000.000, Source Link.
  2. ↑ Greeley, Ronald (1993). Planetary landscapes (2. изд.). New York: Chapman & Hall. стр. 1. ISBN 0-412-05181-8.
  3. ↑ „World Wide Words: Areologist“. World Wide Words (англиски). Посетено на October 11, 2017.
  4. ↑ „r/Areology“. reddit (англиски). Посетено на 2021-11-07.
  5. ↑ „The Areological Society“. The Areological Society (англиски). Архивирано од изворникот на 2021-11-07. Посетено на 2021-11-07.
  6. ↑ Tanaka, Kenneth L.; Skinner, James A. Jr.; Dohm, James M.; Irwin, Rossman P., III; Kolb, Eric J.; Fortezzo, Corey M.; Platz, Thomas; Michael, Gregory G.; Hare, Trent M. (July 14, 2014). „Geologic Map of Mars - 2014“. USGS. Посетено на July 22, 2014.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  7. ↑ Krisch, Joshua A. (July 22, 2014). „Brand New Look at the Face of Mars“. New York Times. Посетено на July 22, 2014.
  8. ↑ Staff (July 14, 2014). „Mars - Geologic map - Video (00:56)“. USGS. Посетено на July 22, 2014.
  9. ↑ Chang, Kenneth (30 April 2018). „Mars InSight: NASA's Journey Into the Red Planet's Deepest Mysteries“. The New York Times. Посетено на 30 April 2018.
  10. ↑ Chang, Kenneth (5 May 2018). „NASA's InSight Launches for Six-Month Journey to Mars“. The New York Times. Посетено на 5 May 2018.
  11. ↑ Watters, Thomas R.; McGovern, Patrick J.; Irwin Iii, Rossman P. (2007). „Hemispheres Apart: The Crustal Dichotomy on Mars“ (PDF). Annu. Rev. Earth Planet. Sci. 35 (1): 621–652 [624, 626]. Bibcode:2007AREPS..35..621W. doi:10.1146/annurev.earth.35.031306.140220. Архивирано од изворникот (PDF) на 2011-07-20.
  12. ↑ 12,0 12,1 12,2 12,3 12,4 Carr 2006
  13. ↑ Zuber, M. T.; Solomon, SC; Phillips, RJ; Smith, DE; Tyler, GL; Aharonson, O; Balmino, G; Banerdt, WB; и др. (2000). „Internal Structure and Early Thermal Evolution of Mars from Mars Global Surveyor Topography and Gravity“. Science. 287 (5459): 1788–93. Bibcode:2000Sci...287.1788Z. doi:10.1126/science.287.5459.1788. PMID 10710301.
  14. ↑ Neumann, G. A. (2004). „Crustal structure of Mars from gravity and topography“ (PDF). Journal of Geophysical Research. 109 (E8). Bibcode:2004JGRE..10908002N. doi:10.1029/2004JE002262.
  15. ↑ Wilhelms, D.E.; Squyres, S.W. (1984). „The Martian Hemispheric Dichotomy May Be Due to a Giant Impact“. Nature. 309 (5964): 138–140. Bibcode:1984Natur.309..138W. doi:10.1038/309138a0.
  16. ↑ Frey, Herbert; Schultz, Richard A. (1988). „Large impact basins and the mega‐impact origin for the crustal dichotomy on Mars“. Geophysical Research Letters. 15 (3): 229–232. Bibcode:1988GeoRL..15..229F. doi:10.1029/GL015i003p00229.
  17. ↑ Andrews-Hanna, J.C.; и др. (2008). „The Borealis Basin and the Origin of the Martian Crustal Dichotomy“. Nature. 453 (7199). pp. 1212–5; see p. 1212. Bibcode:2008Natur.453.1212A. doi:10.1038/nature07011. PMID 18580944.
  18. ↑ Wise, Donald U.; Golombek, Matthew P.; McGill, George E. (1979). „Tectonic Evolution of Mars“. Journal of Geophysical Research. 84 (B14): 7934–7939. Bibcode:1979JGR....84.7934W. doi:10.1029/JB084iB14p07934.
  19. ↑ Elkins-Tanton, Linda T.; Hess, Paul C.; Parmentier, E. M. (2005). „Possible formation of ancient crust on Mars through magma ocean processes“ (PDF). Journal of Geophysical Research. 110 (E12): E120S01. Bibcode:2005JGRE..11012S01E. doi:10.1029/2005JE002480.
  20. ↑ Sleep, Norman H. (1994). „Martian plate tectonics“. Journal of Geophysical Research. 99 (E3): 5639–5655. Bibcode:1994JGR....99.5639S. doi:10.1029/94JE00216.
  21. ↑ Leone, Giovanni; Tackley, Paul J.; Gerya, Taras V.; May, Dave A.; Zhu, Guizhi (2014-12-28). „Three-dimensional simulations of the southern polar giant impact hypothesis for the origin of the Martian dichotomy“. Geophysical Research Letters (англиски). 41 (24): 2014GL062261. Bibcode:2014GeoRL..41.8736L. doi:10.1002/2014GL062261. ISSN 1944-8007.
  22. ↑ Leone, Giovanni (2016-01-01). „Alignments of volcanic features in the southern hemisphere of Mars produced by migrating mantle plumes“. Journal of Volcanology and Geothermal Research. 309: 78–95. Bibcode:2016JVGR..309...78L. doi:10.1016/j.jvolgeores.2015.10.028.
  23. ↑ O’Rourke, Joseph G.; Korenaga, Jun (2012-11-01). „Terrestrial planet evolution in the stagnant-lid regime: Size effects and the formation of self-destabilizing crust“. Icarus. 221 (2): 1043–1060. arXiv:1210.3838. Bibcode:2012Icar..221.1043O. doi:10.1016/j.icarus.2012.10.015.
  24. ↑ Wong, Teresa; Solomatov, Viatcheslav S (2015-07-02). „Towards scaling laws for subduction initiation on terrestrial planets: constraints from two-dimensional steady-state convection simulations“. Progress in Earth and Planetary Science (англиски). 2 (1): 18. Bibcode:2015PEPS....2...18W. doi:10.1186/s40645-015-0041-x. ISSN 2197-4284.
  25. ↑ Watters, T.R.; McGovern, Patrick J.; Irwin, R.P. (2007). „Hemispheres Apart: The Crustal Dichotomy on Mars“. Annu. Rev. Earth Planet. Sci. 35 (1): 630–635. Bibcode:2007AREPS..35..621W. doi:10.1146/annurev.earth.35.031306.140220.
  26. ↑ Solomon, S. C.; Aharonson, O; Aurnou, JM; Banerdt, WB; Carr, MH; Dombard, AJ; Frey, HV; Golombek, MP; и др. (2005). „New Perspectives on Ancient Mars“. Science. 307 (5713): 1214–20. Bibcode:2005Sci...307.1214S. doi:10.1126/science.1101812. PMID 15731435. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  27. ↑ Solomon, Sean C.; Head, James W. (1982). „Evolution of the Tharsis Province of Mars: The Importance of Heterogeneous Lithospheric Thickness and Volcanic Construction“. J. Geophys. Res. 87 (B12): 9755–9774. Bibcode:1982JGR....87.9755S. doi:10.1029/JB087iB12p09755.
  28. ↑ Carr, M.H (2007). Mars: Surface and Interior in Encyclopedia of the Solar System, 2nd ed., McFadden, L.-A. et al. Eds. Elsevier: San Diego, CA, p.319
  29. ↑ Cattermole, Peter John (2001). Mars: the mystery unfolds. Oxford: Oxford University Press. стр. 71. ISBN 0-19-521726-8.
  30. ↑ Boyce, J.M. (2008) The Smithsonian Book of Mars; Konecky&Konecky: Old Saybrook, CT, p. 13.
  31. ↑ Carr, M.H.; Saunders, R.S.; Strom R.G. (1984). Geology of the Terrestrial Planets; NASA Scientific and Technical Information Branch: Washington DC, 1984, p. 223. http://www.lpi.usra.edu/publications/books/geologyTerraPlanets/
  32. ↑ 32,0 32,1 32,2 Hartmann 2003
  33. ↑ Kargel, J.S.; Strom, R.G. (1992). „Ancient Glaciation on Mars“. Geology. 20 (1): 3–7. Bibcode:1992Geo....20....3K. doi:10.1130/0091-7613(1992)020<0003:AGOM>2.3.CO;2.
  34. ↑ Kargel, J.S. (2004) Mars: A Warmer Wetter Planet; Springer-Praxis: London, p. 52.
  35. ↑ Leone, Giovanni (2014-05-01). „A network of lava tubes as the origin of Labyrinthus Noctis and Valles Marineris on Mars“. Journal of Volcanology and Geothermal Research. 277: 1–8. Bibcode:2014JVGR..277....1L. doi:10.1016/j.jvolgeores.2014.01.011.
  36. ↑ Baker, Victor R. (2001). „Water and the Martian Landscape“. Nature. 412 (6843). pp. 228–36; see p. 231 Fig. 5. doi:10.1038/35084172. PMID 11449284.
  37. ↑ Sheehan, W. (1996). The Planet Mars: A History of Observation & Discovery; University of Arizona Press: Tucson, p. 25. http://www.uapress.arizona.edu/onlinebks/mars/contents.htm Архивирано на 1 јуни 2009 г..
  38. ↑ Leighton, R.B.; Murray, B.C. (1966). „Behavior of Carbon Dioxide and Other Volatiles on Mars“. Science. 153 (3732): 136–144. Bibcode:1966Sci...153..136L. doi:10.1126/science.153.3732.136. PMID 17831495.
  39. ↑ Arvidson, Raymond E.; Guinness, Edward A.; Dale-Bannister, Mary A.; Adams, John; Smith, Milton; Christensen, Philip R.; Singer, Robert B. (1989). „Nature and Distribution of Surficial Deposits in Chryse Planitia and Vicinity, Mars“. J. Geophys. Res. 94 (B2): 1573–1587. Bibcode:1989JGR....94.1573A. doi:10.1029/JB094iB02p01573.
  40. ↑ Leighton, R.B.; Murray, B.C.; Sharp, R.P.; Allen, J.D.; Sloan, R.K. (1965). „Mariner IV Photography of Mars: Initial Results“. Science. 149 (3684): 627–630. Bibcode:1965Sci...149..627L. doi:10.1126/science.149.3684.627. PMID 17747569.
  41. ↑ Leighton, R.B.; Horowitz, NH; Murray, BC; Sharp, RP; Herriman, AH; Young, AT; Smith, BA; Davies, ME; Leovy, CB (1969). „Mariner 6 and 7 Television Pictures: Preliminary Analysis“. Science. 166 (3901): 49–67. Bibcode:1969Sci...166...49L. doi:10.1126/science.166.3901.49. PMID 17769751.
  42. ↑ Pike, R.J. (1980). „Formation of Complex Impact Craters: Evidence from Mars and Other Planets“. Icarus. 43 (1): 1–19 [5]. Bibcode:1980Icar...43....1P. doi:10.1016/0019-1035(80)90083-4.
  43. ↑ 43,0 43,1 Strom, R.G.; Croft, S.K.; Barlow, N.G. (1992). „The Martian Impact Cratering Record“. Во Kieffer, H.H.; Jakosky, B.M.; Snyder, C.W.; и др. (уред.). Mars. Tucson: University of Arizona Press. стр. 384–385. ISBN 978-0-8165-1257-7.
  44. ↑ Barlow, N.G. (1988). „Crater Size-Frequency Distributions and a Revised Martian Relative Chronology“. Icarus. 75 (2): 285–305. Bibcode:1988Icar...75..285B. doi:10.1016/0019-1035(88)90006-1.
  45. ↑ Hale, W.S.; Head, J.W. (1981). Lunar Planet. Sci. XII, pp. 386-388. (abstract 1135). http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1981/pdf/1135.pdf
  46. ↑ Walter S. Kiefer (2004). „Maximum Impact - Impact Craters in the Solar System“. NASA Solar System Exploration. Архивирано од изворникот на 2006-09-29. Посетено на 2007-05-14.
  47. ↑ Boyce, J.M. The Smithsonian Book of Mars; Konecky&Konecky: Old Saybrook, CT, 2008, p. 203.
  48. ↑ Barlow, N.G.; Boyce, Joseph M.; Costard, Francois M.; Craddock, Robert A.; Garvin, James B.; Sakimoto, Susan E. H.; Kuzmin, Ruslan O.; Roddy, David J.; Soderblom, Laurence A. (2000). „Standardizing the Nomenclature of Martian Impact Crater Ejecta Morphologies“. J. Geophys. Res. 105 (E11): 26, 733–8. Bibcode:2000JGR...10526733B. doi:10.1029/2000JE001258.
  49. ↑ Nadine Barlow. „Stones, Wind and Ice“. Lunar and Planetary Institute. Посетено на 2007-03-15.
  50. ↑ Bleacher, J. and S. Sakimoto. Pedestal Craters, A Tool For Interpreting Geological Histories and Estimating Erosion Rates. LPSC
  51. ↑ „Pedestal Craters in Utopia - Mars Odyssey Mission THEMIS“. themis.asu.edu. Посетено на 29 March 2018.
  52. ↑ 52,0 52,1 Brown, Dwayne (October 30, 2012). „NASA Rover's First Soil Studies Help Fingerprint Martian Minerals“. NASA. Посетено на October 31, 2012.
  53. ↑ Wolpert, Stuart (August 9, 2012). „UCLA scientist discovers plate tectonics on Mars“. Yin, An. UCLA. Архивирано од изворникот на August 14, 2012. Посетено на August 11, 2012.
  54. ↑ „Martian Methane Reveals the Red Planet is not a Dead Planet“. NASA. July 2009. Архивирано од изворникот на 2009-01-17. Посетено на 7 December 2010.
  55. ↑ „Hunting for young lava flows“. Geophysical Research Letters. Red Planet. 1 June 2011. Посетено на 4 October 2013.
  56. ↑ NASA News (22 June 2016), „NASA Scientists Discover Unexpected Mineral on Mars“, NASA Media, Посетено на 23 June 2016
  57. ↑ Craddock, R.A.; Howard, A.D. (2002). „The case for rainfall on a warm, wet early Mars“ (PDF). J. Geophys. Res. 107 (E11): 21-1–21-36. Bibcode:2002JGRE..107.5111C. doi:10.1029/2001je001505. Архивирано од изворникот (PDF) на 2022-12-07. Посетено на 2021-11-25.
  58. ↑ 58,0 58,1 Carr, M. 2006. The Surface of Mars. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-87201-0
  59. ↑ Grotzinger, J. and R. Milliken (eds.) 2012. Sedimentary Geology of Mars. SEPM
  60. ↑ Salese, F.; Di Achille, G.; Neesemann, A.; Ori, G. G.; Hauber, E. (2016). „Hydrological and sedimentary analyses of well-preserved paleofluvial-paleolacustrine systems at Moa Valles, Mars“. J. Geophys. Res. Planets. 121 (2): 194–232. Bibcode:2016JGRE..121..194S. doi:10.1002/2015JE004891.
  61. ↑ Patrick Zasada (2013/14): Gradation of extraterrestrial fluvial sediments – related to the gravity. - Z. geol. Wiss. 41/42 (3): 167-183. Abstract
  62. ↑ 62,0 62,1 „Opportunity Rover Finds Strong Evidence Meridiani Planum Was Wet“. Посетено на July 8, 2006.
  63. ↑ S. W. Squyres and A. H. Knoll, Sedimentary Geology at Meridiani Planum, Mars, Elsevier, Amsterdam, ISBN 978-0-444-52250-4 (2005); reprinted from Earth and Planetary Science Letters, Vol. 240, No. 1 (2005).
  64. ↑ Edgar, Lauren A.; Gupta, Sanjeev; Rubin, David M.; Lewis, Kevin W.; Kocurek, Gary A.; Anderson, Ryan B.; Bell, James F.; Dromart, Gilles; Edgett, Kenneth S. (2017-06-21). „Shaler: in situ analysis of a fluvial sedimentary deposit on Mars“. Sedimentology (англиски). 65 (1): 96–122. doi:10.1111/sed.12370. ISSN 0037-0746.
  65. ↑ Grotzinger, J. P.; Sumner, D. Y.; Kah, L. C.; Stack, K.; Gupta, S.; Edgar, L.; Rubin, D.; Lewis, K.; Schieber, J. (2014-01-24). „A Habitable Fluvio-Lacustrine Environment at Yellowknife Bay, Gale Crater, Mars“. Science (англиски). 343 (6169): 1242777. Bibcode:2014Sci...343A.386G. doi:10.1126/science.1242777. ISSN 0036-8075. PMID 24324272. Архивирано од изворникот на 2021-11-25. Посетено на 2021-11-25.
  66. ↑ Schieber, Juergen; Bish, David; Coleman, Max; Reed, Mark; Hausrath, Elisabeth M.; Cosgrove, John; Gupta, Sanjeev; Minitti, Michelle E.; Edgett, Kenneth S. (2016-11-30). „Encounters with an unearthly mudstone: Understanding the first mudstone found on Mars“. Sedimentology (англиски). 64 (2): 311–358. doi:10.1111/sed.12318. ISSN 0037-0746. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  67. ↑ Hayes, A. G.; Grotzinger, J. P.; Edgar, L. A.; Squyres, S. W.; Watters, W. A.; Sohl-Dickstein, J. (2011-04-19). „Reconstruction of eolian bed forms and paleocurrents from cross-bedded strata at Victoria Crater, Meridiani Planum, Mars“ (PDF). Journal of Geophysical Research (англиски). 116 (E7): E00F21. Bibcode:2011JGRE..116.0F21H. doi:10.1029/2010je003688. ISSN 0148-0227.
  68. ↑ Banham, Steven G.; Gupta, Sanjeev; Rubin, David M.; Watkins, Jessica A.; Sumner, Dawn Y.; Edgett, Kenneth S.; Grotzinger, John P.; Lewis, Kevin W.; Edgar, Lauren A. (2018-04-12). „Ancient Martian aeolian processes and palaeomorphology reconstructed from the Stimson formation on the lower slope of Aeolis Mons, Gale crater, Mars“. Sedimentology (англиски). 65 (4): 993–1042. Bibcode:2018Sedim..65..993B. doi:10.1111/sed.12469. ISSN 0037-0746.
  69. ↑ Banham, Steven G.; Gupta, Sanjeev; Rubin, David M.; Edgett, Kenneth S.; Barnes, Robert; Beek, Jason Van; Watkins, Jessica A.; Edgar, Lauren A.; Fedo, Christopher M. (2021). „A Rock Record of Complex Aeolian Bedforms in a Hesperian Desert Landscape: The Stimson Formation as Exposed in the Murray Buttes, Gale Crater, Mars“. Journal of Geophysical Research: Planets (англиски). 126 (4): e2020JE006554. Bibcode:2021JGRE..12606554B. doi:10.1029/2020JE006554. ISSN 2169-9100.
  70. ↑ Andrews-Hanna, J. C.; Phillips, R. J.; Zuber, M. T. (2007). „Meridiani Planum and the global hydrology of Mars“. Nature. 446 (7132): 163–166. Bibcode:2007Natur.446..163A. doi:10.1038/nature05594. PMID 17344848.
  71. ↑ Andrews; Hanna, J. C.; Zuber, M. T.; Arvidson, R. E.; Wiseman, S. M. (2010). „Early Mars hydrology: Meridiani playa deposits and the sedimentary record of Arabia Terra“. J. Geophys. Res. 115 (E6): E06002. Bibcode:2010JGRE..115.6002A. doi:10.1029/2009JE003485. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  72. ↑ Grotzinger, J. P.; и др. (2005). „Stratigraphy and sedimentology of a dry to wet eolian depositional system, Burns formation, Meridiani Planum, Mars“. Earth Planet. Sci. Lett. 240 (1): 11–72. Bibcode:2005E&PSL.240...11G. doi:10.1016/j.epsl.2005.09.039.
  73. ↑ McLennan, S. M.; и др. (2005). „Provenance and diagenesis of the evaporitebearing Burns formation, Meridiani Planum, Mars“. Earth Planet. Sci. Lett. 240 (1): 95–121. Bibcode:2005E&PSL.240...95M. doi:10.1016/j.epsl.2005.09.041.
  74. ↑ Squyres, S. W.; Knoll, A. H. (2005). „Sedimentary rocks at Meridiani Planum: Origin, diagenesis, and implications for life on Mars“. Earth Planet. Sci. Lett. 240 (1): 1–10. Bibcode:2005E&PSL.240....1S. doi:10.1016/j.epsl.2005.09.038.
  75. ↑ Squyres, S. W.; и др. (2006). „Two years at Meridiani Planum: Results from the Opportunity rover“ (PDF). Science. 313 (5792): 1403–1407. Bibcode:2006Sci...313.1403S. doi:10.1126/science.1130890. PMID 16959999.
  76. ↑ M. Wiseman, J. C. Andrews-Hanna, R. E. Arvidson3, J. F. Mustard, K. J. Zabrusky DISTRIBUTION OF HYDRATED SULFATES ACROSS ARABIA TERRA USING CRISM DATA: IMPLICATIONS FOR MARTIAN HYDROLOGY. 42nd Lunar and Planetary Science Conference (2011) 2133.pdf
  77. ↑ Rincon, Paul (March 17, 2007). „'Cave entrances' spotted on Mars“. BBC News.
  78. ↑ Shiga, David (August 2007). „Strange Martian feature not a 'bottomless' cave after all“. New Scientist. Посетено на 2010-07-01.
  79. ↑ „Teen project one-ups NASA, finds hole in Mars cave“. AFP. 2010-06-23. Посетено на 2010-07-01.
  80. ↑ „The Caves of Mars“. www.usgs.gov. Посетено на 2021-08-03.
  81. ↑ Nodjoumi, G.; Pozzobon, R.; Rossi, A. P. (March 2021). „Deep Learning Object Detection for Mapping Cave Candidates on Mars: Building Up the Mars Global Cave Candidate Catalog (MGC^3)“. Lunar and Planetary Science Conference (англиски) (2548): 1316. Bibcode:2021LPI....52.1316N.
  82. ↑ Thompson, Andrea (2009-10-26). „Mars Caves Might Protect Microbes (or Astronauts)“. Space.com. Посетено на 2010-07-01.
  83. ↑ Preparing for Robotic Astrobiology Missions to Lava Caves on Mars: The BRAILLE Project at Lava Beds National Monument. 42nd COSPAR Scientific Assembly. Held 14–22 July 2018, in Pasadena, California, USA. Abstract ID: F3.1-13-18.
  84. ↑ BRAILLE Mars project Архивирано на 25 ноември 2021 г.. NASA. Accessed on 6 February 2019.
  85. ↑ Martian Caves as Special Region Candidates: A simulation in ANSYS Fluent on how caves on Mars are, and what their conditions would be for being considered as special regions. Patrick Olsson. Student Thesis. Luleå University of Technology. DiVA, id: diva2:1250576. 2018.
  86. ↑ „HiRISE | Inverted Channels North of Juventae Chasma (PSP_006770_1760)“. Hirise.lpl.arizona.edu. Посетено на 2012-01-16.
  87. ↑ Newsom, Horton E.; Lanza, Nina L.; Ollila, Ann M.; Wiseman, Sandra M.; Roush, Ted L.; Marzo, Giuseppe A.; Tornabene, Livio L.; Okubo, Chris H.; и др. (2010). „Inverted channel deposits on the floor of Miyamoto crater, Mars“. Icarus. 205 (1): 64–72. Bibcode:2010Icar..205...64N. doi:10.1016/j.icarus.2009.03.030.

Надворешни врски[уреди | уреди извор]

Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Геологија_на_Марс&oldid=5114978“