Геология Марса

Из Википедии, бесплатной энциклопедии

Обобщённая геологическая карта Марса.[1]
Марс при наблюдении космическим телескопом «Хаббл»

Геология Марса — наука, изучающая поверхность, кору и внутреннюю структуру Марса. Особое внимание уделяется составу, структуре, истории и физическим процессам, сформировавшим планету. Данная область науки аналогична земной геологии. В планетологии понятие геология подразумевает изучение твёрдой составляющей планет и их спутников. Данный термин включает аспекты геофизики, геохимии, минералогии, геодезии и картографии[2]. Неологизм ареология, от греческого слова Arēs (Марс), иногда используют как синоним геологии Марса в научно-популярных источниках и в научной фантастике (например, в Марсианской трилогии Кима Стенли Робинсона)[3], но профессиональными геологами и планетологами данный термин используется крайне редко[4].

Геологическая карта Марса (2014)

[править | править код]
Геологическая карта Марса (USGS; 14 июля 2014 года) (полное изображение)[5][6][7]

Внутренняя структура

[править | править код]
Основная статья: Внутреннее строение Марса

Марс является планетой земного типа и состоит из каменистых пород с примесью железа. Как и в случае Земли, на раннем этапе эволюции произошло расслоение на железное ядро и силикатную мантию, затем образование коры толщиной в среднем 50 км. Радиус ядра составляет порядка половины радиуса всего Марса, однако точно не известен, как и его состояние[8][9][10].

Физическая география

[править | править код]

Большая часть современных сведений о геологии Марса получена при исследовании форм рельефа, видимых на изображениях, получаемых космическими аппаратами. Ряд отдельных крупномасштабных структур на поверхности свидетельствует о различных типах геологических процессов, протекавших на планете в течение длительного времени. В данном разделе представлены несколько крупных физиографических областей Марса. При совместном рассмотрении данные области показывают, каким образом геологические процессы, включающие вулканическую и тектоническую активность, воздействие воды, льда и импактные события, формировали облик планеты на больших временных масштабах.

Дихотомия полушарий

[править | править код]
На изображении, полученном MOLA (Mars Orbital Laser Altimeter), цветом показано значение высоты в южном и северном полушариях Марса. Слева: в западном полушарии доминирует Провинция Фарсида (красный и коричневый цвета) Высокие вулканы имеют белый цвет. Долины Маринер показаны синим цветом. Справа: в западном полушарии видны испещрённые кратерами высокие области (жёлтый и красный цвета), слева внизу видна равнина Эллада (тёмно-синий и фиолетовый цвета). Справа вверху видна равнина Элизий. Области к северу от границы дихотомии окрашены в голубой цвет на обеих картах.

Северное и южное полушария Марса существенно отличаются друг от друга по топографии и физической географии. Данная дихотомия является глобальной геологической особенностью планеты. Северная часть планеты представляет собой гигантскую впадину. Около трети поверхности планеты (в основном в северном полушарии) лежит на 3—6 км ниже по высоте, чем другие две трети. Такая разница высот на Земле проявляется в виде различия высот континентов и океанических котловин[11]. Дихотомия также проявляется двумя другими способами: в виде различия плотности ударных кратеров и толщины коры в двух полушариях[12]. Полушарие к югу от границы дихотомии испещрено кратерами; рельеф характерен для периода поздней тяжёлой бомбардировки. Низменности к северу от границы дихотомии обладают малым количеством крупных кратеров, являются гладкими и плоскими; ряд признаков показывает, что в данной области происходило длительное обновление поверхности с того момента, как сформировались южные возвышенности. Также у двух полушарий различна толщина коры. Топографические и геофизические данные о гравитации показывают, что максимальная толщина коры в области южных возвышенностей равна 58 км, а в области северных низменностей — около 32 км[13][14]. Расположение границы дихотомии имеет различные широты, в зависимости от того, какое именно из трёх проявлений рассматривается.

Природа и возраст дихотомии полушарий до сих пор являются предметом обсуждений. Гипотезы о возникновении дихотомии делятся на две категории: в рамках первой дихотомия создаётся сверхкрупным импактным событием или несколькими событиями на ранней стадии истории планеты (экзогенные теории)[15][16][17], в рамках второй дихотомия создаётся истончением коры в северном полушарии вследствие конвекции в мантии, переворачивания слоёв или других химических и тепловых процессов внутри планеты (эндогенные теории)[18][19]. В одной из эндогенных теорий предполагается ранний этап тектоники плит, создавший более тонкую кору на севере[20]. Вне зависимости от механизма возникновения дихотомия считается крайне давним явлением. Новая теория, основанная на гипотезе гигантского южного полярного импактного события (англ. Southern Polar Giant Impact)[21] и подтверждённая при открытии двенадцати явлений выравнивания[22], показывает, что экзогенные теории могут с большей вероятностью соответствовать действительности и что у Марса могло не быть значимой тектонической активности[23][24], способной влиять на дихотомию. Данные лазерного и радарного измерения высот с помощью космических аппаратов на орбите вокруг Марса показали наличие большого количества котловинообразных структур, до этого не различаемых на фотографических изображениях. Называемые квазикруговыми впадинами (англ. quasi-circular depressions, QCDs), данные особенности рельефа по всей видимости представляют ударные кратеры периода тяжёлой бомбардировки, покрытые в настоящее время налётом более молодых объектов. Исследование таких впадин показало, что лежащая под ними поверхность в северном полушарии по крайней мере такая же по возрасту, как наиболее старая часть выходящей на поверхность коры в области южных возвышенностей[25]. Большой возраст дихотомии накладывает значительные ограничения на теории её возникновения[26].

Вулканические провинции Фарсида и Элизий

[править | править код]

На границе дихотомии в западном полушарии Марса расположена крупная вулканически и тектонически активная провинция Фарсида. Данная протяжённая структура простирается на тысячи километров в диаметре и покрывает до 25 % поверхности планеты[27]. Возвышаясь в среднем на 7—10 км над средним уровнем поверхности Марса, Фарсида включает области наибольшей высоты на планете и самые крупные вулканы в Солнечной системе. Три крупных вулкана — гора Аскрийская, гора Павлина и гора Арсия (известные как «горы Фарсида») — вытянуты с северо-востока на юго-запад. Обширная гора Альба занимает северную часть провинции. Крупный щитовой вулкан гора Олимп расположен в стороне от центрального возвышения на западном краю провинции. Исключительная массивность региона создаёт значительное напряжение в литосфере планеты. В результате возникают крупные трещины (грабены, рифтовые долины), радиально расходящиеся от Фарсиды[28].

Меньшая область вулканической активности расположена в тысяче километров от Фарсиды на нагорье Элизий. Вулканический комплекс Элизий имеет 2000 км в диаметре и насчитывает три крупных вулкана: гора Элизий, купол Гекаты и купол Альбор. Группа вулканов Элизия считается отличающейся от гор Фарсида, поскольку её вулканы содержат как лавовые, так и пирокластические горные породы[29].

Крупные ударные котловины

[править | править код]

На Марсе существует несколько гигантских круговых котловин, образовавшихся вследствие импактных событий.

Одной из наиболее крупных является равнина Эллада, находящаяся в южном полушарии. Данное образование является второй по размеру подтверждённой ударной структурой на планете, центр имеет координаты 64° в. д. и 40° ю. ш. Центральная часть имеет диаметр 1800 км[30] и окружена широким кольцеобразным хребтом, состоящим из близко расположенных неправильных горных массивов, представляющих собой поднятые блоки старой коры[31]. Древние вулканические структуры с низким рельефом (патеры) расположены в северо-восточной и юго-западной частях хребта. Дно котловины содержит сложную структуру из осадочных отложений, за длительный период времени подвергшихся эрозии и внутренним деформациям. Наименьшие высоты на планете находятся на равнине Эллада, причём ряд областей лежит на глубине ниже 8 км от среднего уровня[32].

Равнина Аргир и равнина Исиды также представляют собой две крупные структуры ударного происхождения.

  • Равнина Аргир (диаметром 800 км) находится в области южных возвышенностей и окружена широким кольцом гор. Горы в южной части хребта, горы Харит могли подвергаться эрозии вследствие воздействия ледников[33].
  • Равнина Исиды (около 1000 км в диаметре) находится на границе дихотомии около 87° в. д. Северо-восточная часть хребта вокруг равнины подвергалась эрозии и сейчас находится под слоем отложений, что придаёт границе равнины полукруглый вид. Северо-западный хребет характеризуется грабенами, расположенными по окружности к котловине.
  • Равнина Утопия почти полностью покрыта слоем отложений с северных равнин. Граница равнины ясно различима только по данным о распределении высот.

Все крупные котловины на Марсе крайне старые, относятся к периоду поздней тяжёлой бомбардировки. Считается, что их возраст сопоставим с возрастом моря Дождей и моря Восточного на Луне.

Система каньонов на экваторе

[править | править код]
Изображение долины Маринера, полученное «Викингом-1».

Вблизи экватора в западном полушарии находится система глубоких связанных друг с другом каньонов и провалов, называемая долинами Маринера. Данная система каньонов простирается к востоку от провинции Фарсида более чем на 4 тысячи км, что составляет около четверти длины экватора планеты. Если представить такую систему каньонов на Земле, она бы простиралась на ширину Северной Америки[34]. На некоторых участках каньоны достигают ширины 300 км и глубины 10 км. Несмотря на то, что долины Маринера часто сравнивают с земным Гранд-Каньоном, они имеют другое происхождение. Гранд-Каньон является результатом водной эрозии. Марсианские экваториальные каньоны имеют тектоническую природу. Долины Маринера можно сравнить с Восточно-Африканским рифтом[35]. Каньоны представляют собой результат мощных механических напряжений в коре Марса, происходящих в основном от массивного основания Фарсиды[36].

Хаотический рельеф местности, каналы оттока

[править | править код]

Местность у восточной оконечности долин Маринера плавно переходит в скопление низких округлых холмов, вероятно, сформировавшихся при коллапсе гористых поверхностей и образовании обширных заполненных валунами лощин[37]. Называемые хаосами, данные области отмечают начала каналов оттока. Наличие вытянутых вдоль русла островов и других структур показывает, что каналы, скорее всего, были сформированы катастрофическими потоками воды из водоносных горизонтов или при таянии подповерхностного льда. Также данные структуры могли быть образованы потоками вулканической лавы, двигавшимися с Фарсиды[38]. Каналы, включая долину Арес и Шалбатана, очень велики по земным масштабам. Например, поток, который мог сформировать долину Арес шириной 28 км, в десять тысяч раз должен превышать по объёму в секунду поток реки Миссисипи[39].

Изображение плато Северного, полученное MOLA. В вертикальном направлении масштаб увеличен. Ледяная шапка представляет собой тонкий слой на самом верху плато.

Ледяные шапки

[править | править код]

Полярные ледяные шапки впервые наблюдал Христиан Гюйгенс в 1672 году[40]. С 1960-х годов известно, что сезонные полярные шапки состоят из диоксида углерода (CO2), конденсирующегося из атмосферы при падении температуры ниже 148 K, точки замерзания CO2, в течение зимнего времени на полюсе[41]. На севере лёд CO2 почти полностью исчезает летом, оставляя слой водяного льда. На южном полюсе летом остаётся маленькая шапка льда CO2.

Обе ледяные полярные шапки лежат на толстых слоях отложений льда и пыли. На севере отложения образуют плато высотой 3 км и диаметром 1000 км, называемое Северным плато. Аналогичное Южное плато лежит вблизи южного полюса. Оба плато часто рассматривают как синонимы полярных шапок, но постоянный слой льда (область с высоким альбедо на изображениях) составляет очень тонкий слой на поверхности отложений. Вероятно, составляющие плато слои представляют собой чередование пылевых и ледяных отложений, создаваемых переменами климата вследствие изменений параметров орбиты планеты. Полярные отложения являются одними из наиболее молодых геологических структур на Марсе.

Особенности альбедо

[править | править код]
Карта распределения альбедо на поверхности Марса, полученная телескопом «Хаббл». Области цвета охры слева, в центре и справа — Фарсида, Аравия и Элизий. Тёмная область сверху от центра — Ацидалийская равнина. Большой Сирт представляет собой тёмную область справа сверху от центра.

С Земли на Марсе сложно рассмотреть топографические особенности. Яркие области и тёмные регионы, видимые при помощи телескопа, являются деталями распределения альбедо. Яркие области цвета охры показывают расположение слоёв мелкой пыли на поверхности. Среди ярких областей (за исключением полярных шапок) видны равнина Эллада, провинция Фарсида и земля Аравия. Тёмно-серые участки показывают области, в которых ветер вымел пыль, оставив нижний слой тёмной каменистой породы. Тёмные участки лучше всего различимы в широкой полосе на от 0° до 40° ю. ш. Самый заметный тёмный участок, Большой Сырт, расположен в северном полушарии[42]. Ацидалийская равнина также представляет собой тёмную область в северном полушарии. Третий тип областей, промежуточного цвета и альбедо, считается областями, содержащими вещество как из светлых, так и из тёмных областей[43].

Ударные кратеры

[править | править код]

Ударные кратеры на Марсе впервые были идентифицированы при наблюдениях аппарата Маринер 4 в 1965 году[44]. Ранние наблюдения показали, что марсианские кратеры существенно менее глубокие и более гладкие, чем лунные, что свидетельствует о более активной эрозии и интенсивном накоплении отложений на Марсе[45].

В остальном кратеры на Марсе напоминают кратеры на Луне. Оба типа кратеров являются результатом сверхскоростных ударов и демонстрируют последовательность морфологических типов при увеличении размеров. Марсианские кратеры диаметром менее 7 км называются простыми кратерами, они имеют форму чаши с острыми краями и обладают отношением глубины к диаметру около 1/5[46] Марсианские кратеры представляют более сложные структуры начиная с диаметров от 5 до 8 км. Сложные кратеры обладают центральными пиками (или группами пиков), относительно плоским дном и террасами или ползневыми структурами вдоль внутренних стен. Сложные кратеры являются менее глубокими относительно своей ширины, отношение глубины к диаметру варьируется от 1/5 при диаметрах около 7 км (переход от простого типа к сложному) до 1/30 при диаметре около 100 км. Другой переход от типа к типу происходит при диаметре кратера около 130 км: центральные пики превращаются в концентрические кольца холмов[47].

Марс обладает значительным разнообразием типов ударных кратеров по сравнению с другими планетами Солнечной системы[48]. В частности, это объясняется наличием слоёв как каменистого, так и летучего вещества под поверхностью планеты, что создаёт разные типы кратеров даже при одинаковом размере. Атмосфера Марса также влияет на распределение выброшенного при ударе вещества и последующую эрозию. Более того, вулканическая и тектоническая активность Марса достаточно мала для сохранения древних кратеров, но достаточно велика для изменения крупных областей поверхности планеты, что приводит к наличию семейств кратеров существенно различного возраста. Были составлены каталоги, в которые вошли около 42 тысяч ударных кратеров диаметром более 5 км[49], а количество более мелких кратеров определить крайне сложно. Плотность распределения кратеров наиболее велика в южном полушарии к югу от границы дихотомии. Здесь расположено большинство крупных кратеров и котловин.

Морфология кратеров предоставляет информацию о физической структуре и составе поверхности и слоёв под поверхностью во время столкновения. Например, размер центрального пика в кратерах Марса больше, чем на Меркурии или Луне[50]. Также центральные пики многих крупных кратеров имеют кратеры на вершинах. Такие кратеры редки на Луне, но распространены на Марсе и ледяных спутниках во внешней части Солнечной системы. Крупные центральные пики и обилие кратеров на них свидетельствуют о наличии льда под поверхностью во время столкновения[48]. Севернее широты 30° форма старых кратеров является более округлой[51].

Наиболее заметным различием между кратерами на Марсе и других телах Солнечной системы является наличие областей истечений/выбросов. Многие кратеры на экваторе и в средних широтах Марса обладают такими структурами, которые, как считается, возникают при таянии льда под поверхностью планеты при столкновении с крупным телом. Жидкая вода в выброшенном веществе образует мутный поток, текущий вдоль поверхности, создавая структуры в форме лопастей[52][53].

  • Полученное HiRISE изображение простого кратера на юго-востоке горы Элизий.
    Полученное HiRISE изображение простого кратера на юго-востоке горы Элизий.
  • Полученное THEMIS изображение сложного кратера с центральным пиком, имеющим кратер.
    Полученное THEMIS изображение сложного кратера с центральным пиком, имеющим кратер.
  • Кратер Юти, области выбросов имеют форму лопастей.
    Кратер Юти, области выбросов имеют форму лопастей.
  • Полученное THEMIS изображение выброса рядом с 17-км кратером, имеющим координаты 21° ю.ш., 285° в.д.
    Полученное THEMIS изображение выброса рядом с 17-км кратером, имеющим координаты 21° ю.ш., 285° в.д.

Кратеры на Марсе часто классифицируют по типу выброса вещества. Кратеры с одним слоем обозначают как SLE (англ. single-layer ejecta). Также выделяют кратеры с двумя наложившимися друг на друга слоями (англ. DLE, double-layer ejecta) и несколькими слоями (англ. MLE, multiple-layer ejecta). Различие морфологии отражает различие состава (слои льда, камня или воды) под поверхностью планеты в момент удара[54][55].

Кратер-пьедестал, снимок HiRISE.

Марсианские кратеры сильно различаются по сохранности, от совсем молодых до старых, подвергавшихся эрозии. Разрушающиеся кратеры запечатлевают вариации вулканической активности, флювиальных и эоловых отложений[56]. Кратеры-пьедесталы являются ударными кратерами, выброс вещества из которых формирует платформу, возвышающуюся над окружающей местностью. Некоторые пьедесталы достигают сотен метров в высоту. Впервые такие кратеры наблюдались в 1972 году в рамках миссии Маринер-9[57][58][59].

Геологическая история

[править | править код]
Основная статья: Геологическая временная шкала Марса

В геологической история Марса принято выделять три периода[60][61][62].

Вулканическая активность

[править | править код]
Первое рентгеновское дифракционное изображение почвы Марса выявил наличие полевого шпата, пироксенов, оливина[64]

Вулканические структуры и ландшафты занимают большую часть поверхности Марса. Наиболее выдающиеся вулканы находится в провинции Фарсида и на равнине Элизий. По мнению геологов, одной из причин, по которым вулканы на Марсе могут достигать крупных размеров, является довольно малое количество границ между тектоническими плитами по сравнению с Землёй[65]. Лава из стационарной горячей точки может накапливаться в одном и том же месте в течение сотен миллионов лет.

17 октября 2012 года марсоход «Кьюриосити» выполнил первый рентгеновский дифракционный анализ марсианских пород. Результаты выявили наличие ряда минералов, включая полевые шпаты, пироксены и оливин; было выдвинуто предположение о том, что почва Марса аналогична выветренным базальтам вулканов на Гавайях[64]. В июле 2015 года марсоход определил наличие тридимита в каменном образце из кратера Гейла[66].

Седиментология

[править | править код]
Множество сфер диаметром около 3 мм, наблюдавшееся марсоходом «Оппортьюнити»

Считается, что потоки воды могли существовать на Марсе в течение некоторых периодов его истории, особенно в древнюю эпоху[67]. Некоторые потоки прорезали поверхность планеты, формируя системы долин и создавая отложения осадочных пород. Эти отложения перераспределяются в виде других структур, таких как конусы выноса, меандровые каналы, дельты рек, озёра[68][69][70]. Процессы отложения и перераспределения пород ассоциированы с гравитацией. Вследствие воздействия гравитации, разной скорости течения и меняющегося потока ландшафты Марса формировались при различных условиях[71]. Тем не менее, существуют другие варианты определения количества воды на Марсе в древности. Грунтовые воды участвовали в затвердевании эоловых отложений, а также в образовании и перемещении различных осадочных пород, включая глины, сульфаты и гематит[72].

При сухой поверхности планеты ветер играет существенную роль в изменении облика планеты. Движимые ветром песчаные структуры, такие как дюны, часто встречаются на поверхности современного Марса; марсоход «Оппортьюнити» обнаружил значительное количество эоланита[73]. Вентифакты, такие как камень Джейк Матиевич, представляют другой тип эоловых элементов ландшафта на поверхности Марса[74].

На Марсе также присутствуют другие проявляения наносных структур, включая ледниковые отложения, горячие источники, отложения при перемещениях масс (особенно оползни), криогенное вещество[68].

Грунтовые воды на Марсе

[править | править код]

Некоторая группа учёных предположила, что часть слоёв на Марсе была создана при поднятии грунтовых вод на поверхность в ряд мест, включая внутренние области кратеров. В соответствии с данной теорией грунтовые воды с растворёнными минералами выходили на поверхность внутри и затем вокруг кратеров, способствуя формированию слоёв вещества (особенно сульфатов) и цементированию отложений. Данная гипотеза поддерживается моделью грунтовых вод и наличием сульфатов в ряде областей[75][76]. Первоначально при исследовании вещества на поверхности Марса с помощью марсохода «Оппортьюнити» учёные обнаружили, что грунтовые воды неоднократно поднимались и способствовали накоплению отложений сульфатов[72][77][78][79][80]. Позднее исследования с помощью установленных на борту Mars Reconnaissance Orbiter инструментов показали, что те же виды вещества присутствуют в крупной области, включая Аравию[81].

Интересные геологические особенности

[править | править код]

Обвалы

[править | править код]

19 февраля 2008 года изображения, полученные камерой HiRISE на Mars Reconnaissance Orbiter, показали эффектный обвал, состоящий из частиц льда, пыли и крупных блоков, упавших с уступа высотой около 700 м. Доказательствами обвала служат облака пыли, поднимавшиеся из области обвала[82].

  • Изображение обвала на Марсе, полученное 19 февраля 2008 года с помощью Mars Reconnaissance Orbiter.
    Изображение обвала на Марсе, полученное 19 февраля 2008 года с помощью Mars Reconnaissance Orbiter.
  • Крупный план обвала.
    Крупный план обвала.
  • Облака пыли поднимаются над областью обвала.
    Облака пыли поднимаются над областью обвала.
  • Масштаб изображения отражает величину обвала.
    Масштаб изображения отражает величину обвала.

Возможные пещеры

[править | править код]

Учёные NASA изучали изображения, полученные аппаратом «Марс Одиссей», и отметили семь структур, по всей вероятности являющихся пещерами, на сторонах вулкана Арсия. Ширина входа составляет от 100 до 250 метров; считается, что глубина достигает по крайней мере 73-96 м. См. изображения ниже: неформально пещеры называют (A) Дена, (B) Хлои, (C) Венди, (D) Энни, (E) Эбби (слева) и Никки, (F) Жанна. Поскольку свет не достигает дна большинства пещер, то, вероятно, их глубина превышает указанные выше оценки. Дно Дены наблюдалось, глубина равна примерно 130 м[83]. Повторное исследование изображений привело к обнаружению новых «колодцев»[84].

  • Пещера на Марсе (Жанна), вид с Mars Reconnaissance Orbiter.
    Пещера на Марсе (Жанна), вид с Mars Reconnaissance Orbiter.
  • Полученное HiRISE изображение показывает освещённую восточную стену пещеры Жанна.
    Полученное HiRISE изображение показывает освещённую восточную стену пещеры Жанна.
  • Пещеры на Марсе, снимок THEMIS.
    Пещеры на Марсе, снимок THEMIS.

Предполагалось, что исследователи Марса смогут использовать пещеры в качестве укрытий от микрометеороидов, ультрафиолетового излучения, вспышек на Солнце и частиц с высокой энергией[85].

Инвертированный рельеф

[править | править код]

Некоторые области на Марсе имеют инвертированный рельеф: структуры, которые раньше были впадинами (русла потоков), поднялись над остальной поверхностью. Считается, что крупные камни откладывались в низменностях. Позднее ветровая эрозия унесла большую часть поверхностных слоёв, оставив более тяжёлые отложения. Другим способом создания инвертированного рельефа является течение потока лавы или вещества, отвердению которого способствуют растворённые в воде минералы. На Земле вещество, сцементированное кремнием, устойчиво ко всем видам эрозии. Примерами инвертированных каналов могут служить образования вблизи Грин-ривер, Юта. Инвертированный рельеф в виде потоков может свидетельствовать о наличии водных потоков на Марсе в прошлом[86]. Инвертированный рельеф в виде каналов предполагает, что в момент их возникновения климат на Марсе был значительно более влажным.

В статье, опубликованной в январе 2010 года, группа учёных выдвинула идею поиска жизни в кратере Миямото, поскольку наличие инвертированных каналов и минералы свидетельствуют о наличии воды в прошлом[87].

Примеры инвертированных областей показаны ниже.

  • Инвертированные потоки, начинающиеся на вершине хребта. Изображение получено Mars Global Surveyor
    Инвертированные потоки, начинающиеся на вершине хребта. Изображение получено Mars Global Surveyor
  • Инвертированный канал с большим количеством ответвлений, область Большой Сирт.
    Инвертированный канал с большим количеством ответвлений, область Большой Сирт.
  • Инвертированные каналы в кратере Антониади.
    Инвертированные каналы в кратере Антониади.
  • Инвертированный канал в кратере Миямото.
    Инвертированный канал в кратере Миямото.

Примечания

[править | править код]
  1. ↑ P. Zasada (2013) Generalised Geological Map of Mars, 1:140.000.000, Source Link Архивная копия от 14 февраля 2015 на Wayback Machine.
  2. ↑ Greeley, Ronald. Planetary landscapes (неопр.). — 2nd. — New York: Chapman & Hall, 1993. — С. 1. — ISBN 0-412-05181-8.
  3. ↑ Quinion, M. (1996). World Wide Words Website, http://www.worldwidewords.org/turnsofphrase/tp-are1.htm Архивная копия от 5 августа 2020 на Wayback Machine.
  4. ↑ Carr, M.H., USGS, Personal Communication, September 13, 2010.
  5. ↑ 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.: Geologic Map of Mars - 2014. USGS (14 июля 2014). Дата обращения: 22 июля 2014. Архивировано 21 ноября 2018 года.
  6. ↑ Krisch, Joshua A. (2014-07-22). "Brand New Look at the Face of Mars". New York Times. Архивировано 2 апреля 2019. Дата обращения: 22 июля 2014.
  7. ↑ Staff. Mars - Geologic map - Video (00:56). USGS (14 июля 2014). Дата обращения: 22 июля 2014. Архивировано 14 апреля 2019 года.
  8. ↑ Dreibus, G.; Wanke, H. Mars, a volatile-rich planet : [англ.] : [арх. 11 августа 2022] // Meteoritics. — 1985. — Т. 20, № 2 (2 June). — С. 367—381. — ISSN 0026-1114.
  9. ↑ N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin. Mars: a small terrestrial planet : [англ.] : [арх. 31 июля 2017] // The Astronomy and Astrophysics Review. — 2016. — Т. 24, № 1 (16 December). — С. 15. — doi:10.1007/s00159-016-0099-5.
  10. ↑ A. Rivoldini, T. Van Hoolst, O. Verhoeven, A. Mocquet, V. Dehant. Geodesy constraints on the interior structure and composition of Mars : [англ.] // Icarus. — 2011. — Т. 213, вып. 2 (June). — С. 451—472. — doi:10.1016/j.icarus.2011.03.024.
  11. ↑ Watters, Thomas R.; McGovern, Patrick J.; Irwin Iii, Rossman P. Hemispheres Apart: The Crustal Dichotomy on Mars (англ.) // Annual Review of Earth and Planetary Sciences : journal. — Annual Reviews, 2007. — Vol. 35, no. 1. — P. 621—652 [624, 626]. — doi:10.1146/annurev.earth.35.031306.140220. — Bibcode: 2007AREPS..35..621W. Архивировано 20 июля 2011 года. Архивированная копия. Дата обращения: 8 мая 2017. Архивировано 20 июля 2011 года.
  12. ↑ Carr, 2006, pp. 78–79
  13. ↑ Zuber, M. T.; Solomon, S. C.; Phillips, R. J.; Smith, D. E.; Tyler, G. L.; Aharonson, O; Balmino, G; Banerdt, W. B.; Head, J. W.; Johnson, C. L.; Lemoine, F. G.; McGovern, P. J.; Neumann, G. A.; Rowlands, D. D.; Zhong, S. Internal Structure and Early Thermal Evolution of Mars from Mars Global Surveyor Topography and Gravity (англ.) // Science : journal. — 2000. — Vol. 287, no. 5459. — P. 1788—1793. — doi:10.1126/science.287.5459.1788. — Bibcode: 2000Sci...287.1788Z. — PMID 10710301.
  14. ↑ Neumann, G. A. Crustal structure of Mars from gravity and topography (англ.) // Journal of Geophysical Research[англ.] : journal. — 2004. — Vol. 109, no. E8. — doi:10.1029/2004JE002262. — Bibcode: 2004JGRE..10908002N.
  15. ↑ Wilhelms, D. E.; Squyres, S. W. The Martian Hemispheric Dichotomy May Be Due to a Giant Impact (англ.) // Nature : journal. — 1984. — Vol. 309, no. 5964. — P. 138—140. — doi:10.1038/309138a0. — Bibcode: 1984Natur.309..138W.
  16. ↑ Frey, Herbert; Schultz, Richard A. Large impact basins and the mega‐impact origin for the crustal dichotomy on Mars (англ.) // Geophysical Research Letters[англ.] : journal. — 1988. — Vol. 15, no. 3. — P. 229—232. — doi:10.1029/GL015i003p00229. — Bibcode: 1988GeoRL..15..229F.
  17. ↑ Andrews-Hanna, J. C.; Zuber, Maria T.; Banerdt, W. Bruce. The Borealis Basin and the Origin of the Martian Crustal Dichotomy (англ.) // Nature : journal. — 2008. — Vol. 453, no. 7199. — P. 1212—1215. — doi:10.1038/nature07011. — Bibcode: 2008Natur.453.1212A. — PMID 18580944.
  18. ↑ Wise, Donald U.; Golombek, Matthew P.; McGill, George E. Tectonic Evolution of Mars (англ.) // Journal of Geophysical Research[англ.] : journal. — 1979. — Vol. 84, no. B14. — P. 7934—7939. — doi:10.1029/JB084iB14p07934. — Bibcode: 1979JGR....84.7934W.
  19. ↑ Elkins-Tanton, Linda T.; Hess, Paul C.; Parmentier, E. M. Possible formation of ancient crust on Mars through magma ocean processes (англ.) // Journal of Geophysical Research[англ.] : journal. — 2005. — Vol. 110, no. E12. — P. E120S01. — doi:10.1029/2005JE002480. — Bibcode: 2005JGRE..11012S01E.
  20. ↑ Sleep, Norman H. Martian plate tectonics (англ.) // Journal of Geophysical Research[англ.] : journal. — 1994. — Vol. 99, no. E3. — P. 5639—5655. — doi:10.1029/94JE00216. — Bibcode: 1994JGR....99.5639S.
  21. ↑ Leone, Giovanni; Tackley, Paul J.; Gerya, Taras V.; May, Dave A.; Zhu, Guizhi. Three-dimensional simulations of the southern polar giant impact hypothesis for the origin of the Martian dichotomy (англ.) // Geophysical Research Letters[англ.] : journal. — 2014. — 28 December (vol. 41, no. 24). — P. 2014GL062261. — ISSN 1944-8007. — doi:10.1002/2014GL062261. Архивировано 14 февраля 2017 года.
  22. ↑ Leone, Giovanni. Alignments of volcanic features in the southern hemisphere of Mars produced by migrating mantle plumes (англ.) // Journal of Volcanology and Geothermal Research[англ.] : journal. — 2016. — 1 January (vol. 309). — P. 78—95. — doi:10.1016/j.jvolgeores.2015.10.028. Архивировано 4 октября 2018 года.
  23. ↑ O’Rourke, Joseph G.; Korenaga, Jun. Terrestrial planet evolution in the stagnant-lid regime: Size effects and the formation of self-destabilizing crust (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2012. — 1 November (vol. 221, no. 2). — P. 1043—1060. — doi:10.1016/j.icarus.2012.10.015. — Bibcode: 2012Icar..221.1043O. Архивировано 14 февраля 2017 года.
  24. ↑ Wong, Teresa; Solomatov, Viatcheslav S. Towards scaling laws for subduction initiation on terrestrial planets: constraints from two-dimensional steady-state convection simulations (англ.) // Progress in Earth and Planetary Science. — 2015. — 2 июля (т. 2, № 1). — ISSN 2197-4284. — doi:10.1186/s40645-015-0041-x. Архивировано 5 июня 2016 года.
  25. ↑ Watters, T. R.; McGovern, Patrick J.; Irwin, R. P. Hemispheres Apart: The Crustal Dichotomy on Mars (англ.) // Annual Review of Earth and Planetary Sciences : journal. — Annual Reviews, 2007. — Vol. 35. — P. 630—635. — doi:10.1146/annurev.earth.35.031306.140220. — Bibcode: 2007AREPS..35..621W.
  26. ↑ Solomon, S. C.; Aharonson, O; Aurnou, J. M.; Banerdt, W. B.; Carr, M. H.; Dombard, A. J.; Frey, H. V.; Golombek, M. P.; Hauck, S. A.; Head, J. W.; Jakosky, B. M.; Johnson, C. L.; McGovern, P. J.; Neumann, G. A.; Phillips, R. J.; Smith, D. E.; Zuber, M. T. New Perspectives on Ancient Mars (англ.) // Science. — 2005. — Vol. 307, no. 5713. — P. 1214—1220. — doi:10.1126/science.1101812. — Bibcode: 2005Sci...307.1214S. — PMID 15731435.
  27. ↑ Solomon, Sean C.; Head, James W. Evolution of the Tharsis Province of Mars: The Importance of Heterogeneous Lithospheric Thickness and Volcanic Construction (англ.) // J. Geophys. Res.[англ.] : journal. — 1982. — Vol. 87, no. B12. — P. 9755—9774. — doi:10.1029/JB087iB12p09755. — Bibcode: 1982JGR....87.9755S.
  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. Mars: the mystery unfolds (англ.). — Oxford: Oxford University Press, 2001. — P. 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/ Архивная копия от 2 июня 2017 на Wayback Machine
  32. ↑ Hartmann, 2003, pp. 70–73
  33. ↑ Kargel, J.S.; Strom, R.G. Ancient Glaciation on Mars (неопр.) // Geology. — 1992. — Т. 20, № 1. — С. 3—7. — doi:10.1130/0091-7613(1992)020<0003:AGOM>2.3.CO;2. — Bibcode: 1992Geo....20....3K.
  34. ↑ Kargel, J.S. (2004) Mars: A Warmer Wetter Planet; Springer-Praxis: London, p. 52.
  35. ↑ Carr, 2006, p. 95
  36. ↑ Hartmann, 2003, p. 316
  37. ↑ Carr, 2006, p. 114
  38. ↑ Leone, Giovanni. A network of lava tubes as the origin of Labyrinthus Noctis and Valles Marineris on Mars (англ.) // Journal of Volcanology and Geothermal Research[англ.] : journal. — 2014. — 1 May (vol. 277). — P. 1—8. — doi:10.1016/j.jvolgeores.2014.01.011. Архивировано 14 февраля 2017 года.
  39. ↑ Baker, Victor R. Water and the Martian Landscape (англ.) // Nature. — 2001. — Vol. 412, no. 6843. — P. 228—236. — doi:10.1038/35084172. — PMID 11449284. Архивировано 20 июля 2011 года. Архивированная копия. Дата обращения: 8 мая 2017. Архивировано 20 июля 2011 года.
  40. ↑ 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 Архивная копия от 1 июня 2009 на Wayback Machine.
  41. ↑ Leighton, R.B.; Murray, B.C. Behavior of Carbon Dioxide and Other Volatiles on Mars (англ.) // Science : journal. — 1966. — Vol. 153, no. 3732. — P. 136—144. — doi:10.1126/science.153.3732.136. — Bibcode: 1966Sci...153..136L. — PMID 17831495.
  42. ↑ Carr, 2006, p. 1
  43. ↑ Arvidson, Raymond E.; Guinness, Edward A.; Dale-Bannister, Mary A.; Adams, John; Smith, Milton; Christensen, Philip R.; Singer, Robert B. Nature and Distribution of Surficial Deposits in Chryse Planitia and Vicinity, Mars (англ.) // J. Geophys. Res.[англ.] : journal. — 1989. — Vol. 94, no. B2. — P. 1573—1587. — doi:10.1029/JB094iB02p01573. — Bibcode: 1989JGR....94.1573A.
  44. ↑ Leighton, R.B.; Murray, B.C.; Sharp, R.P.; Allen, J.D.; Sloan, R.K. Mariner IV Photography of Mars: Initial Results (англ.) // Science. — 1965. — Vol. 149, no. 3684. — P. 627—630. — doi:10.1126/science.149.3684.627. — Bibcode: 1965Sci...149..627L. — PMID 17747569.
  45. ↑ Leighton, R.B.; Horowitz, NH; Murray, BC; Sharp, RP; Herriman, AH; Young, AT; Smith, BA; Davies, ME; Leovy, C. B. Mariner 6 and 7 Television Pictures: Preliminary Analysis (англ.) // Science : journal. — 1969. — Vol. 166, no. 3901. — P. 49—67. — doi:10.1126/science.166.3901.49. — Bibcode: 1969Sci...166...49L. — PMID 17769751.
  46. ↑ Pike, R.J. Formation of Complex Impact Craters: Evidence from Mars and Other Planets (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 1980. — Vol. 43, no. 1. — P. 1—19 [5]. — doi:10.1016/0019-1035(80)90083-4. — Bibcode: 1980Icar...43....1P.
  47. ↑ Carr, 2006, pp. 24–27
  48. ↑ 1 2 Strom, R.G.; Croft, S.K.; Barlow, N.G. The Martian Impact Cratering Record // Mars (неопр.) / Kieffer, H.H.; Jakosky, B.M.; Snyder, C.W.; Matthews, M.S.. — Tucson: University of Arizona Press[англ.], 1992. — С. 384—385. — ISBN 978-0-8165-1257-7.
  49. ↑ Barlow, N.G. Crater Size-Frequency Distributions and a Revised Martian Relative Chronology (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 1988. — Vol. 75, no. 2. — P. 285—305. — doi:10.1016/0019-1035(88)90006-1. — Bibcode: 1988Icar...75..285B.
  50. ↑ 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 Архивная копия от 16 июня 2016 на Wayback Machine
  51. ↑ Squyres, Steven W.; Carr, Michael H. Geomorphic evidence for the distribution of ground ice on Mars (англ.) // Science : journal. — 1986. — Vol. 231, no. 4735. — P. 249—252.
  52. ↑ Walter S. Kiefer. Maximum Impact - Impact Craters in the Solar System. NASA Solar System Exploration (2004). Дата обращения: 14 мая 2007. Архивировано 29 сентября 2006 года.
  53. ↑ Hartmann, 2003, pp. 99–100
  54. ↑ Boyce, J.M. The Smithsonian Book of Mars; Konecky&Konecky: Old Saybrook, CT, 2008, p. 203.
  55. ↑ 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. Standardizing the Nomenclature of Martian Impact Crater Ejecta Morphologies (англ.) // J. Geophys. Res.[англ.] : journal. — 2000. — Vol. 105, no. E11. — P. 26,733—8. — doi:10.1029/2000JE001258. — Bibcode: 2000JGR...10526733B.
  56. ↑ Nadine Barlow. Stones, Wind and Ice. Lunar and Planetary Institute. Дата обращения: 15 марта 2007. Архивировано 14 января 2016 года.
  57. ↑ http://hirise.lpl.eduPSP_008508_1870 (недоступная ссылка)
  58. ↑ Bleacher, J. and S. Sakimoto. Pedestal Craters, A Tool For Interpreting Geological Histories and Estimating Erosion Rates. LPSC
  59. ↑ Pedestal Craters in Utopia | Mars Odyssey Mission THEMIS. Дата обращения: 8 мая 2017. Архивировано 8 января 2018 года.
  60. ↑ Tanaka K. L. The Stratigraphy of Mars (англ.) // Journal of Geophysical Research[англ.] : journal. — 1986. — Vol. 91, no. B13. — P. E139—E158. — doi:10.1029/JB091iB13p0E139.
  61. ↑ Hartmann, William K.; Neukum, Gerhard. Cratering Chronology and the Evolution of Mars (англ.) // Space Science Reviews : journal. — Springer, 2001. — April (vol. 96, no. 1/4). — P. 165—194. — doi:10.1023/A:1011945222010. — Bibcode: 2001SSRv...96..165H.
  62. ↑ Michael H.Carr, James W. Head. Geologic history of Mars : [англ.] : [арх. 29 января 2013] // Earth and Planetary Science Letters. — 2010. — Т. 294, вып. 3-4 (1 June). — С. 185—203. — doi:10.1016/j.epsl.2009.06.042.
  63. ↑ «Владимир Иванович Вернадский: Учение о Биосфере и Астробиология» М. Я. Маров, Академик Российской Академии наук. Институт геохимии и аналитической химии им. В. И. Вернадского Российской Академии наук. russianunesco.ru. Дата обращения: 20 апреля 2017. Архивировано 23 ноября 2016 года.
  64. ↑ 1 2 Brown, Dwayne NASA Rover's First Soil Studies Help Fingerprint Martian Minerals. NASA (30 октября 2012). Дата обращения: 31 октября 2012. Архивировано 3 июня 2016 года.
  65. ↑ Wolpert, Stuart. UCLA scientist discovers plate tectonics on Mars. Yin, An. UCLA (9 августа 2012). Дата обращения: 11 августа 2012. Архивировано из оригинала 14 августа 2012 года.
  66. ↑ NASA News (2016-06-22), "NASA Scientists Discover Unexpected Mineral on Mars", NASA Media, Архивировано 24 июня 2016, Дата обращения: 23 июня 2016 Источник. Дата обращения: 8 мая 2017. Архивировано 24 июня 2016 года.
  67. ↑ Craddock, R.A.; Howard, A.D. The case for rainfall on a warm, wet early Mars (англ.) // J. Geophys. Res.[англ.] : journal. — 2002. — Vol. 107, no. E11. — doi:10.1029/2001je001505. — Bibcode: 2002JGRE..107.5111C.
  68. ↑ 1 2 Carr, M. 2006. The Surface of Mars. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-87201-0
  69. ↑ Grotzinger, J. and R. Milliken (eds.) 2012. Sedimentary Geology of Mars. SEPM
  70. ↑ Salese, F.; Di Achille, G.; Neesemann, A.; Ori, G. G.; Hauber, E. Hydrological and sedimentary analyses of well-preserved paleofluvial-paleolacustrine systems at Moa Valles, Mars (англ.) // J. Geophys. Res. Planets[англ.] : journal. — 2016. — Vol. 121. — P. 194—232. — doi:10.1002/2015JE004891.
  71. ↑ Patrick Zasada (2013/14): Gradation of extraterrestrial fluvial sediments — related to the gravity. — Z. geol. Wiss. 41/42 (3): 167—183. Abstract Архивная копия от 10 июня 2016 на Wayback Machine
  72. ↑ 1 2 Opportunity Rover Finds Strong Evidence Meridiani Planum Was Wet. Дата обращения: 8 июля 2006. Архивировано 21 октября 2012 года.
  73. ↑ 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).
  74. ↑ Zasada, P., 2013: Entstehung des Marsgesteins «Jake Matijevic». — Sternzeit Архивная копия от 11 декабря 2021 на Wayback Machine, issue 2/2013 Архивная копия от 31 мая 2017 на Wayback Machine: 98 ff. (in German language).
  75. ↑ Andrews-Hanna, J. C.; Phillips, R. J.; Zuber, M. T. Meridiani Planum and the global hydrology of Mars (англ.) // Nature. — 2007. — Vol. 446, no. 7132. — P. 163—166. — doi:10.1038/nature05594. — Bibcode: 2007Natur.446..163A. — PMID 17344848.
  76. ↑ Andrews; Hanna, J. C.; Zuber, M. T.; Arvidson, R. E.; Wiseman, S. M. Early Mars hydrology: Meridiani playa deposits and the sedimentary record of Arabia Terra (англ.) // J. Geophys. Res.[англ.] : journal. — 2010. — Vol. 115. — P. E06002. — doi:10.1029/2009JE003485. — Bibcode: 2010JGRE..115.6002A.
  77. ↑ Grotzinger, J. P. et al. Stratigraphy and sedimentology of a dry to wet eolian depositional system, Burns formation, Meridiani Planum, Mars (англ.) // Earth Planet. Sci. Lett.[англ.] : journal. — 2005. — Vol. 240. — P. 11—72. — doi:10.1016/j.epsl.2005.09.039. — Bibcode: 2005E&PSL.240...11G.
  78. ↑ McLennan, S. M. et al. Provenance and diagenesis of the evaporitebearing Burns formation, Meridiani Planum, Mars (англ.) // Earth Planet. Sci. Lett.[англ.] : journal. — 2005. — Vol. 240. — P. 95—121. — doi:10.1016/j.epsl.2005.09.041. — Bibcode: 2005E&PSL.240...95M.
  79. ↑ Squyres, S. W.; Knoll, A. H. Sedimentary rocks at Meridiani Planum: Origin, diagenesis, and implications for life on Mars (англ.) // Earth Planet. Sci. Lett.[англ.] : journal. — 2005. — Vol. 240. — P. 1—10. — doi:10.1016/j.epsl.2005.09.038. — Bibcode: 2005E&PSL.240....1S.
  80. ↑ Squyres, S. W. et al. Two years at Meridiani Planum: Results from the Opportunity rover (англ.) // Science : journal. — 2006. — Vol. 313. — P. 1403—1407. — doi:10.1126/science.
  81. ↑ 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
  82. ↑ DiscoveryChannel.ca — Mars avalanche caught on camera Архивировано 12 мая 2012 года.
  83. ↑ Rincon, Paul (2007-03-17). "'Cave entrances' spotted on Mars". BBC News. Архивировано 30 сентября 2009. Дата обращения: 8 мая 2017.
  84. ↑ Teen project one-ups NASA, finds hole in Mars cave. AFP (23 июня 2010). Дата обращения: 1 июля 2010. Архивировано 28 июня 2010 года.
  85. ↑ Thompson, Andrea Mars Caves Might Protect Microbes (or Astronauts). Space.com (26 октября 2009). Дата обращения: 1 июля 2010. Архивировано 21 июля 2010 года.
  86. ↑ HiRISE | Inverted Channels North of Juventae Chasma (PSP_006770_1760). Hirise.lpl.arizona.edu. Дата обращения: 16 января 2012. Архивировано 12 августа 2017 года.
  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.; Osterloo, Mikki M. Inverted channel deposits on the floor of Miyamoto crater, Mars (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2010. — Vol. 205, no. 1. — P. 64—72. — doi:10.1016/j.icarus.2009.03.030. — Bibcode: 2010Icar..205...64N.

Литература

[править | править код]
  • Трубицын В. П. Почему нет литосферных плит на Венере и Марсе? Почему возникли краевые моря на окраине Евразии и горы Ю. Америки? Почему Тихий океан в отличие от Атлантического несимметричен? // Наука и технология в России. 2003. № 6/7. C. 53-54.
  • Трубицын В. П. Единая глобальная эволюционная тектоника Марса, Земли и Венеры и этапы тектонической эволюции континентов на Земле // Эволюция тектонических процессов в истории Земли: 37 Тектоническое совещ.: [Новосибирск. 10-13 фев. 2004 г.]: Доклады. Новосибирск: Изд-во СО РАН, 2004. С. 220—223.
  • Carr, Michael. The surface of Mars (неопр.). — Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2006. — ISBN 0-521-87201-4.
  • Hartmann, William K. A Traveler’s Guide to Mars: The Mysterious Landscapes of the Red Planet (англ.). — New York: Workman, 2003. — ISBN 0-7611-2606-6.

Ссылки

[править | править код]
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Геология_Марса&oldid=139714414