Geologie Marsu

Geologie Marsu  je věda, která studuje povrch, kůru a vnitřní strukturu Marsu . Zvláštní pozornost je věnována složení, struktuře, historii a fyzikálním procesům, které formovaly planetu. Tento vědní obor je podobný pozemské geologii . V planetární vědě pojem geologie zahrnuje studium pevné složky planet a jejich satelitů. Tento pojem zahrnuje aspekty geofyziky , geochemie , mineralogie , geodézie a kartografie [2] . Neologismus areologie , z řeckého slova Arēs(Mars) se někdy používá jako synonymum pro geologii Marsu v populárně-vědeckých zdrojích a sci-fi (například v trilogii o Marsu Kim Stanley Robinson ) [3] , ale tento termín je zřídka používán profesionálními geology a planetology [4] .

Geologická mapa Marsu (2014)

Vnitřní struktura

Mars je terestrická planeta a skládá se z kamenitých hornin s příměsí železa . Stejně jako v případě Země došlo v raném stádiu evoluce ke zvrstvení do železného jádra a silikátového pláště , poté k vytvoření kůry o průměrné tloušťce 50 km. Poloměr jádra je zhruba poloviční než poloměr celého Marsu, ale není přesně znám, stejně jako jeho stav [8] [9] [10] .

Fyzická geografie

Velká část moderních poznatků o geologii Marsu pochází ze studia tvarů terénu na snímcích kosmických lodí. Řada jednotlivých velkoplošných staveb na povrchu svědčí o různých typech geologických procesů, které na planetě odedávna probíhají. Tato část představuje několik velkých fyziografických oblastí Marsu. Když se tyto oblasti zváží dohromady, ukazují, jak geologické procesy, včetně vulkanické a tektonické aktivity, působení vody, ledu a impaktních událostí , utvářely tvář planety ve velkých časových měřítcích.

Dichotomie hemisfér

Severní a jižní polokoule Marsu se od sebe výrazně liší v topografii a fyzické geografii. Tato dichotomie je globálním geologickým rysem planety. Severní část planety je obří deprese. Asi třetina povrchu planety (hlavně na severní polokouli) leží o 3-6 km níže než ostatní dvě třetiny. Takový rozdíl výšek na Zemi se projevuje v podobě rozdílu výšek kontinentů a oceánských pánví [11] . Dichotomie se projevuje i dvěma dalšími způsoby: v podobě rozdílu v hustotě impaktních kráterů a tloušťce kůry ve dvou polokoulích [12] . Polokoule jižně od hranice dichotomie je kráterovaná; reliéf je charakteristický pro období pozdního těžkého bombardování . Nížiny severně od hranice dichotomie mají málo velkých kráterů a jsou hladké a ploché; Řada znaků ukazuje, že toto území prošlo od vzniku jižní pahorkatiny dlouhodobou povrchovou obnovou. Také tloušťka kůry je v obou hemisférách odlišná. Topografické a geofyzikální údaje o gravitaci ukazují, že maximální mocnost zemské kůry v oblasti jižní pahorkatiny je 58 km a v oblasti severní nížiny je to asi 32 km [13] [14] . Umístění hranice dichotomie má různé zeměpisné šířky v závislosti na tom, který ze tří projevů je uvažován.

Povaha a stáří dichotomie hemisfér jsou stále předmětem diskuse. Hypotézy o původu dichotomie jsou rozděleny do dvou kategorií: v rámci první je dichotomie vytvořena supervelkým dopadem nebo několika událostmi v rané fázi historie planety (exogenní teorie) [15] [16] [ 17] , v rámci druhého je dichotomie vytvořena ztenčováním kůry na severní polokouli v důsledku konvekce v plášti, převracení vrstev nebo jiných chemických a tepelných procesů uvnitř planety (endogenní teorie) [18] [19] . Jedna z endogenních teorií předpokládá ranou fázi deskové tektoniky, která vytvořila tenčí kůru na severu [20] . Bez ohledu na mechanismus výskytu je dichotomie považována za extrémně dlouhodobý jev. Nová teorie založená na  hypotéze Southern Polar Giant Impact [21] a potvrzená objevem dvanácti jevů zarovnání [22] ukazuje, že exogenní teorie mohou být s větší pravděpodobností pravdivé a že Mars nemusí vykazovat významnou tektonickou aktivitu [23] [ 24] schopný ovlivnit dichotomii. Data z laserových a radarových měření výšek pomocí kosmických lodí na oběžné dráze kolem Marsu ukázala přítomnost velkého množství struktur podobných pánvím, které dříve nebyly na fotografických snímcích rozlišitelné. Tyto útvary, označované jako kvazikruhové prohlubně (QCD )  , zřejmě představují krátery po dopadu těžkého bombardování, nyní pokryté mladšími objekty. Studium takových prohlubní ukázalo, že spodní povrch na severní polokouli je přinejmenším tak starý jako nejstarší část odkryvné kůry na jižních pahorkatinách [25] . Velký věk dichotomie ukládá značná omezení teoriím jejího výskytu [26] .

Vulkanické provincie Tharsis a Elysium

Na hranici dichotomie na západní polokouli Marsu je velká vulkanicky a tektonicky aktivní provincie Tharsis . Tato rozšířená struktura má v průměru tisíce kilometrů a pokrývá až 25 % povrchu planety [27] . Tharsis, tyčící se v průměru 7-10 km nad průměrnou úrovní povrchu Marsu, zahrnuje oblasti s nejvyšší nadmořskou výškou na planetě a největší sopky ve sluneční soustavě. Tři velké sopky - Mount Askriyskaya , Mount Pavlina a Mount Arsia (známé jako "Tharsis Mountains") - jsou protáhlé od severovýchodu k jihozápadu. Rozlehlá hora Alba zabírá severní část provincie. Mount Olympus , velká štítová sopka , se nachází mimo centrální vyvýšeninu na západním okraji provincie. Výjimečná mohutnost oblasti vytváří v litosféře planety značný tlak . V důsledku toho se objevují velké trhliny ( grapy , rift valleys ), radiálně se rozbíhající od Tharsis [28] .

Menší oblast vulkanické činnosti se nachází tisíc kilometrů od Tharsis v Elysijské vysočině . Vulkanický komplex Elysium má průměr 2 000 km a obsahuje tři hlavní sopky: Mount Elysius , Hecate Dome a Albor Dome . Skupina Elysian vulkánů je považována za odlišnou od pohoří Tharsis, protože její sopky obsahují jak lávu, tak pyroklastické horniny [29] .

Velké dopadové pánve

Na Marsu existuje několik obřích kruhových pánví vytvořených v důsledku impaktních událostí .
Největší je Hellas Plainlocations na jižní polokouli. Tato formace je druhou největší potvrzenou impaktní strukturou na planetě, její střed má souřadnice 64°E. a 40° jižní šířky sh. Centrální část má průměr 1800 km [30] a je obklopena širokým prstencovým hřebenem, který se skládá z těsně rozmístěných nepravidelných horských pásem, což jsou vyvýšené bloky staré kůry [31] . Starověké nízkoreliéfní sopečné struktury (patera) se nacházejí v severovýchodní a jihozápadní části pohoří. Dno pánve obsahuje složitou strukturu sedimentárních usazenin, které byly po dlouhou dobu erodovány a vnitřně deformovány. Nejnižší výšky na planetě jsou na rovině Hellas a řada oblastí leží v hloubce pod 8 km od průměrné hladiny [32] .

Rovina Argir a rovina Isis jsou také dvě velké stavby původu dopadu.

Všechny velké pánve na Marsu jsou extrémně staré, patří do období pozdního těžkého bombardování . Předpokládá se, že jejich věk je srovnatelný s věkem Moře dešťů a Východního moře na Měsíci.

Systém kaňonu rovníku

Blízko rovníku na západní polokouli se nachází systém hlubokých propojených kaňonů a závrtů nazývaných Mariner valleys . Tento systém kaňonů se táhne na východ od provincie Tharsis v délce více než 4 tisíce km, což je asi čtvrtina délky rovníku planety. Pokud by se takový systém kaňonů představil na Zemi, rozprostíral by se po šířce Severní Ameriky [34] . V některých oblastech dosahují kaňony šířky 300 km a hloubky 10 km. Ačkoli jsou Mariner Valleys často srovnávána s Grand Canyonem na Zemi , mají jiný původ. Grand Canyon je výsledkem vodní eroze. Marťanské rovníkové kaňony mají tektonickou povahu. Údolí Mariner lze přirovnat k Východoafrické trhlině [35] . Kaňony jsou výsledkem silného mechanického namáhání v marťanské kůře, pocházející především z masivní základny Tharsis [36] .

Chaotický terén, odtokové kanály

Oblast na východním konci údolí Mariner se postupně mění ve shluk nízkých zaoblených kopců, vzniklých pravděpodobně během sesouvání horských povrchů a vytváření rozsáhlých prohlubní vyplněných balvany [37] . Tyto oblasti nazývané chaos označují počátky odtokových kanálů . Přítomnost ostrovů a dalších struktur natažených podél kanálu naznačuje, že kanály byly s největší pravděpodobností vytvořeny katastrofálními proudy vody z vodonosných vrstev nebo táním podpovrchového ledu. Také tyto struktury mohly být tvořeny sopečnými lávovými proudy pohybujícími se z Tharsis [38] . Kanály, včetně údolí Ares a Shalbatan, jsou v pozemském měřítku velmi velké. Například tok, který by mohl vytvořit údolí Ares, široké 28 km, by měl být desetitisíckrát větší než objem za sekundu průtoku řeky Mississippi [39] .

Ledové čepice

Polární ledové čepičky poprvé pozoroval Christian Huygens v roce 1672 [40] . Od 60. let 20. století je známo, že sezónní polární čepičky jsou složeny z oxidu uhličitého (CO 2 ), který kondenzuje z atmosféry, když teplota klesne pod 148 K, bod mrazu CO 2 , během zimního období na pólu [41] . Na severu led CO 2 v létě téměř úplně mizí a zanechává vrstvu vodního ledu. Na jižním pólu v létě zůstává malá čepice CO 2 ledu .

Obě ledové polární čepičky leží na silných vrstvách ledu a nánosů prachu. Na severu tvoří ložiska náhorní plošinu o výšce 3 km a průměru 1000 km, nazývanou Severní plošina. Podobná jižní plošina leží poblíž jižního pólu. Obě náhorní plošiny jsou často považovány za synonyma polárních čepiček, ale trvalá vrstva ledu (na snímcích oblast s vysokým albedem) tvoří na povrchu usazenin velmi tenkou vrstvu. Pravděpodobně jsou vrstvy, které tvoří plošinu, střídáním prachových a ledových nánosů vzniklých změnami klimatu v důsledku změn parametrů oběžné dráhy planety. Polární ložiska patří mezi nejmladší geologické struktury na Marsu.

Vlastnosti albeda

Od Země po Mars jsou topografické prvky těžko viditelné. Jasné oblasti a tmavé oblasti viděné dalekohledem jsou detaily distribuce albeda . Světlé plochy okrové barvy ukazují umístění vrstev jemného prachu na povrchu. Mezi světlé oblasti (s výjimkou polárních čepiček) patří rovina Hellas, provincie Tharsis a země Arábie. Tmavě šedé oblasti ukazují oblasti, kde vítr smetl prach a zanechal po sobě spodní vrstvu tmavé skály. Tmavé oblasti jsou nejlépe vidět v širokém pásmu od 0° do 40° jižní šířky. sh. Nejviditelnější tmavá oblast, Bolshoy Syrt, se nachází na severní polokouli [42] . Acidální rovina je také temná oblast na severní polokouli. Třetí typ oblastí, střední barva a albedo, jsou považovány za oblasti obsahující hmotu ze světlých i tmavých oblastí [43] .

Impaktní krátery

Impaktní krátery na Marsu byly poprvé identifikovány během pozorování Marinerem 4 v roce 1965 [44] . Časná pozorování ukázala, že marťanské krátery jsou mnohem mělčí a hladší než měsíční krátery, což ukazuje na aktivnější erozi a intenzivní hromadění sedimentů na Marsu [45] .

Jinak krátery na Marsu připomínají krátery na Měsíci. Oba typy kráterů jsou výsledkem dopadů superrychlosti a vykazují řadu morfologických typů, jak se zvětšují. Marťanské krátery o průměru menším než 7 km se nazývají jednoduché krátery, jsou mísovitého tvaru s ostrými hranami a mají poměr hloubky k průměru asi 1/5 [46] Marťanské krátery jsou složitější struktury začínající průměry od 5 do 8 km. Komplexní krátery mají centrální vrcholy (nebo skupiny vrcholů), relativně plochá dna a terasy nebo hřebenové struktury podél vnitřních stěn. Složité krátery jsou v poměru k jejich šířce mělčí, s poměrem hloubky k průměru v rozmezí od 1/5 při průměrech asi 7 km (přechod od jednoduchých ke komplexním) do 1/30 při průměrech asi 100 km. K dalšímu přechodu od typu k typu dochází při průměru kráteru asi 130 km: centrální vrcholy se mění v soustředné prstence kopců [47] .

Mars má významnou rozmanitost typů impaktních kráterů ve srovnání s jinými planetami ve sluneční soustavě [48] . Zejména je to způsobeno přítomností vrstev jak kamenných, tak těkavých látek pod povrchem planety, které vytvářejí různé typy kráterů i při stejné velikosti. Atmosféra Marsu také ovlivňuje rozložení materiálu vyvrženého při dopadu a následné erozi. Sopečná a tektonická aktivita Marsu je navíc dostatečně malá na to, aby zachovala staré krátery, ale dostatečně velká na to, aby změnila velké plochy povrchu planety, což vede k přítomnosti rodin kráterů výrazně odlišného stáří. Byly sestaveny katalogy, které zahrnovaly asi 42 tisíc impaktních kráterů o průměru větším než 5 km [49] , přičemž počet menších kráterů je extrémně obtížné určit. Hustota distribuce kráterů je nejvyšší na jižní polokouli jižně od hranice dichotomie. Nachází se zde většina velkých kráterů a pánví.

Morfologie kráteru poskytuje informace o fyzické struktuře a složení povrchu a vrstev pod povrchem v době dopadu. Například velikost centrálního vrcholu v kráterech Marsu je větší než na Merkuru nebo Měsíci [50] . Také centrální vrcholy mnoha velkých kráterů mají na svých vrcholcích krátery. Takové krátery jsou na Měsíci vzácné, ale běžné na Marsu a ledových měsících ve vnější sluneční soustavě. Velké centrální vrcholy a množství kráterů na nich svědčí o přítomnosti ledu pod povrchem v době srážky [48] . Severně od 30° zeměpisné šířky je tvar starých kráterů více zaoblený [51] .

Nejpozoruhodnějším rozdílem mezi krátery na Marsu a jinými tělesy ve sluneční soustavě je přítomnost odtokových/ejekčních oblastí. Mnoho kráterů na rovníku a středních zeměpisných šířkách Marsu má struktury, o kterých se předpokládá, že vznikly táním ledu pod povrchem planety při dopadu na velké těleso. Kapalná voda ve vyvrhovaném materiálu tvoří zakalený proud, který teče po povrchu a vytváří lopatkovité struktury [52] [53] .

Krátery na Marsu jsou často klasifikovány podle typu vyvrženého materiálu. Jednovrstvé krátery se označují jako SLE ( single-layer ejecta ) .  Rozlišují se také krátery se dvěma překrývajícími se vrstvami ( anglicky DLE, double-layer ejecta ) a několika vrstvami ( anglicky MLE, multiple-layer ejecta ). Rozdíl v morfologii odráží rozdíl ve složení (vrstvy ledu, horniny nebo vody) pod povrchem planety v okamžiku dopadu [54] [55] .   

Marťanské krátery se velmi liší v zachování, od velmi mladých po staré, erodované. Hroutící se krátery zachycují variace vulkanické činnosti, fluviální a eolické usazeniny [56] . Krátery na podstavci jsou impaktní krátery, které vyvrhují materiál, ze kterého se tvoří plošina, která se tyčí nad okolní terén. Některé podstavce dosahují výšky stovek metrů. Takové krátery byly poprvé pozorovány v roce 1972 v rámci mise Mariner 9 [57] [58] [59] .

Geologická historie

V geologické historii Marsu je zvykem rozlišovat tři období [60] [61] [62] .

Sopečná činnost

Sopečné struktury a krajiny zabírají většinu povrchu Marsu. Nejvýraznější sopky se nacházejí v provincii Tharsis a na pláni Elysium. Podle geologů je jedním z důvodů, proč mohou sopky na Marsu dosahovat velkých rozměrů, poměrně malý počet hranic mezi tektonickými deskami ve srovnání se Zemí [65] . Láva ze stacionárního horkého místa se může hromadit na stejném místě po stovky milionů let.

17. října 2012 provedl rover Curiosity první rentgenovou difrakční analýzu marťanských hornin. Výsledky odhalily přítomnost řady minerálů, včetně živců, pyroxenů a olivínu; bylo navrženo, že půda Marsu je podobná zvětralým sopečným čedičům na Havaji [64] . V červenci 2015 rover detekoval přítomnost tridymitu ve vzorku horniny z kráteru Gale [66] .

Sedimentologie

Předpokládá se, že vodní toky mohly na Marsu existovat v některých obdobích jeho historie, zejména ve starověku [67] . Některé potoky protínají povrch planety, vytvářejí údolní systémy a ukládají sedimentární horniny. Tato ložiska jsou redistribuována jako další stavby, jako jsou aluviální vějíře , meandrové kanály, říční delty, jezera [68] [69] [70] . Procesy ukládání a redistribuce hornin jsou spojeny s gravitací. Vlivem gravitace, různých rychlostí proudu a měnícího se proudění se krajiny Marsu formovaly za různých podmínek [71] . Existují však i jiné možnosti, jak určit množství vody na Marsu ve starověku. Podzemní voda se podílela na tuhnutí eolických sedimentů a také na vzniku a pohybu různých sedimentárních hornin, včetně jílů, síranů a hematitu [72] .

Když je povrch planety suchý, hraje vítr významnou roli ve změně vzhledu planety. Na povrchu dnešního Marsu jsou běžné písečné struktury poháněné větrem, jako jsou duny; Rover Opportunity objevil značné množství eolanitu [73] . Ventifacts, jako je kámen Jake Matievich , představují další typ eolického krajinného prvku na povrchu Marsu [74] .

Na Marsu jsou přítomny i další projevy aluviálních struktur, včetně ledovcových usazenin, horkých pramenů, usazenin z hromadných pohybů (zejména sesuvů půdy ), kryogenní hmoty [68] .

Podzemní voda na Marsu

Některá skupina vědců navrhla, že některé vrstvy na Marsu byly vytvořeny vystupováním podzemní vody na povrch na řadě míst, včetně nitra kráterů. V souladu s touto teorií se podzemní voda s rozpuštěnými minerály dostávala na povrch uvnitř a následně kolem kráterů, což přispívalo k tvorbě vrstev hmoty (zejména síranů) a cementování sedimentů. Tuto hypotézu podporuje model podzemní vody a přítomnost síranů v řadě oblastí [75] [76] . Zpočátku při studiu hmoty na povrchu Marsu pomocí vozítka Opportunity vědci zjistili, že podzemní voda opakovaně stoupá a přispívá k hromadění síranových usazenin [72] [77] [78] [79] [80] . Pozdější studie s použitím přístrojů na palubě sondy Mars Reconnaissance Orbiter ukázaly, že stejné typy hmoty jsou přítomny ve velké oblasti, včetně Arábie [81] .

Zajímavé geologické útvary

Havárie

Snímky pořízené kamerou HiRISE na sondě Mars Reconnaissance Orbiter ukázaly 19. února 2008 velkolepý kolaps skládající se z ledových částic, prachu a velkých bloků, které spadly z římsy vysoké asi 700 m. Důkazem kolapsu jsou mračna prachu stoupající z oblast kolapsu [82] .

Možné jeskyně

Vědci NASA studovali snímky pořízené kosmickou lodí Mars Odyssey a zaznamenali sedm struktur, se vší pravděpodobností jeskyní, na stranách sopky Arsia . Šířka vstupu je od 100 do 250 metrů; předpokládá se, že hloubka je nejméně 73–96 m. Viz obrázky níže: jeskyně jsou neformálně označovány jako (A) Dena, (B) Chloe, (C) Wendy, (D) Annie, (E) Abby (vlevo) a Nikki, (F) Jeanne. Vzhledem k tomu, že světlo nedosahuje na dno většiny jeskyní, je pravděpodobné, že jejich hloubka přesahuje výše uvedené odhady. Bylo pozorováno dno Deny, hloubka je přibližně 130 m [83] . Opětovné zkoumání snímků vedlo k objevu nových „studní“ [84] .

Předpokládalo se, že průzkumníci Marsu budou moci využít jeskyně jako úkryty před mikrometeoroidy, ultrafialovým zářením, slunečními erupcemi a vysokoenergetickými částicemi [85] .

Obrácený reliéf

Některé oblasti na Marsu mají převrácenou topografii: struktury, které bývaly prohlubněmi (proudovými kanály), se zvedly nad zbytkem povrchu. Předpokládá se, že velké kameny byly uloženy v nížinách. Později větrná eroze odnesla většinu povrchových vrstev a zanechala po sobě těžší nánosy. Dalším způsobem, jak vytvořit obrácený reliéf, je proudění lávového proudu nebo látky, která je zpevněna minerály rozpuštěnými ve vodě. Na Zemi je silikon-cementovaná hmota odolná vůči všem typům eroze. Příklady obrácených kanálů jsou formace poblíž Green River, Utah. Převrácený reliéf v podobě proudění může naznačovat přítomnost vodních proudů na Marsu v minulosti [86] . Převrácený reliéf v podobě kanálů naznačuje, že klima na Marsu bylo v době jejich vzniku mnohem vlhčí.

V článku zveřejněném v lednu 2010 skupina vědců předložila myšlenku hledání života v kráteru Miyamoto, protože přítomnost inverzních kanálů a minerálů naznačuje přítomnost vody v minulosti [87] .

Příklady převrácených oblastí jsou uvedeny níže.

Poznámky

  1. ↑ P. Zasada (2013) Generalized Geological Map of Mars, 1:140.000.000, Source Link Archived 14 February 2015 at Wayback Machine .
  2. ↑ Greeley, Ronald. Planetární krajiny  (neopr.) . — 2. - New York: Chapman & Hall , 1993. - S.  1 . - ISBN 0-412-05181-8 .
  3. ↑ Quinion, M. (1996). Web World Wide Words, http://www.worldwidewords.org/turnsofphrase/tp-are1.htm Archivováno 5. srpna 2020 na Wayback Machine .
  4. ↑ Carr, MH, USGS, Osobní komunikace, 13. září 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. Geologická mapa Marsu - 2014 . USGS (14. července 2014). Získáno 22. července 2014. Archivováno z originálu 21. listopadu 2018.
  6. ↑ Krisch, Joshua A. . Zcela nový pohled na tvář Marsu , New York Times  (22. července 2014). Archivováno z originálu 2. dubna 2019. Staženo 22. července 2014.
  7. ↑ Zaměstnanci. Mars - Geologická mapa - Video (00:56) . USGS (14. července 2014). Získáno 22. července 2014. Archivováno z originálu 14. dubna 2019.
  8. ↑ Dreibus, G.; Wanke, H. Mars, planeta bohatá na těkavé látky  : [ eng. ] // Meteoritika. - 1985. - T. 20, č. 2 (2. června). - S. 367-381. — ISSN 0026-1114 .
  9. ↑ N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin. Mars:  malá terestrická planeta ] // The Astronomy and Astrophysics Review. - 2016. - V. 24, č. 1 (16. prosince). - S. 15. - doi : 10.1007/s00159-016-0099-5 .
  10. ↑ A. Rivoldini, T. Van Hoolst, O. Verhoeven, A. Mocquet, V. Dehant. Geodetické omezení vnitřní struktury a složení Marsu: [ eng. ] // Ikarus. - 2011. - T. 213, č.p. 2 (červen). - S. 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  (anglicky)  // Annual Review of Earth and Planetary Sciences  : journal. - Výroční přehledy , 2007. - Ročník . 35 , č. 1 . - S. 621-652 [624, 626] . - doi : 10.1146/annurev.earth.35.031306.140220 . - . Archivováno z originálu 20. července 2011. Archivovaná kopie (nedostupný odkaz) . Získáno 8. května 2017. Archivováno z originálu dne 20. července 2011. 
  12. ↑ Carr, 2006 , str. 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, FG; McGovern, PJ; Neumann, G. A.; Rowlands, D.D.; Zhong, S. Vnitřní struktura a raná tepelná evoluce Marsu z Marsu Global Surveyor Topography and Gravity  (anglicky)  // Science : journal. - 2000. - Sv. 287 , č.p. 5459 . - S. 1788-1793 . - doi : 10.1126/science.287.5459.1788 . - . — PMID 10710301 .
  14. ↑ Neumann, GA Kůrová struktura Marsu z gravitace a topografie  //  Journal of Geophysical Research : deník. - 2004. - Sv. 109 , č. E8 . - doi : 10.1029/2004JE002262 . - .
  15. ↑ Wilhelms, D.E.; Squyres, S. W. Marťanská hemisférická dichotomie může být způsobena obřím dopadem  //  Nature : journal. - 1984. - Sv. 309 , č.p. 5964 . - S. 138-140 . - doi : 10.1038/309138a0 . — .
  16. ↑ Frey, Herbert; Schultz, Richard A. Velké impaktní pánve a původ megaimpaktu pro dichotomii kůry na Marsu  //  Geophysical Research Letters : deník. - 1988. - Sv. 15 , č. 3 . - str. 229-232 . - doi : 10.1029/GL015i003p00229 . — .
  17. ↑ Andrews-Hanna, J. C.; Zuber, Maria T.; Banerdt, W. Bruce. The Borealis Basin and the Origin of the Martian Crustal Dichotomy  (anglicky)  // Nature : journal. - 2008. - Sv. 453 , č.p. 7199 . - S. 1212-1215 . - doi : 10.1038/nature07011 . — . — PMID 18580944 .
  18. ↑ Moudrý, Donald U.; Golombek, Matěj P.; McGill, George E. Tektonická evoluce Marsu  //  Journal of Geophysical Research : deník. - 1979. - Sv. 84 , č. B14 . - str. 7934-7939 . - doi : 10.1029/JB084iB14p07934 . - .
  19. ↑ Elkins-Tanton, Linda T.; Hess, Paul C.; Parmentier, EM Možný vznik starověké kůry na Marsu prostřednictvím procesů v magmatickém oceánu  //  Journal of Geophysical Research : deník. - 2005. - Sv. 110 , č. E12 . — P. E120S01 . - doi : 10.1029/2005JE002480 . - .
  20. ↑ Spánek, Norman H. Marťanská desková tektonika  //  Journal of Geophysical Research : deník. - 1994. - Sv. 99 , č. E3 . - S. 5639-5655 . - doi : 10.1029/94JE00216 . - .
  21. ↑ Leone, Giovanni; Tackley, Paul J.; Gerya, Taras V.; May, Dave A.; Zhu, Guizhi. Trojrozměrné simulace hypotézy dopadu jižního polárního obra pro vznik marťanské dichotomie   // Geophysical Research Letters : deník. - 2014. - 28. prosince ( roč. 41 , č. 24 ). — S. 2014GL062261 . — ISSN 1944-8007 . - doi : 10.1002/2014GL062261 .
  22. ↑ Leone, Giovanni. Zarovnání sopečných útvarů na jižní polokouli Marsu produkované migrujícími plášti pláště  //  Journal of Volcanology and Geotermal Research : deník. - 2016. - 1. ledna ( sv. 309 ). - str. 78-95 . - doi : 10.1016/j.jvolgeores.2015.10.028 .
  23. ↑ O'Rourke, Joseph G.; Korenaga, červen. Evoluce pozemských planet v režimu stagnujícího víka: Velikostní efekty a tvorba sebedestabilizující kůry  (anglicky)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2012. - 1. listopadu ( roč. 221 , č. 2 ). - S. 1043-1060 . - doi : 10.1016/j.icarus.2012.10.015 . - .
  24. ↑ Wong, Tereza; Solomatov, Viatcheslav S. K zákonům škálování pro iniciaci subdukce na pozemských planetách: omezení z dvourozměrných simulací konvekce v ustáleném stavu  //  Pokrok v Zemi a planetární vědě. - 2015. - 2. července ( vol. 2 , č. 1 ). - ISSN 2197-4284 . - doi : 10.1186/s40645-015-0041-x .
  25. ↑ Watters, T.R.; McGovern, Patrick J.; Irwin, R. P. Hemispheres Apart:  The Crustal Dichotomy on Mars  // Annual Review of Earth and Planetary Sciences  : journal. - Výroční přehledy , 2007. - Ročník . 35 . - S. 630-635 . - doi : 10.1146/annurev.earth.35.031306.140220 . - .
  26. ↑ Solomon, SC; 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, BM; Johnson, C. L.; McGovern, PJ; Neumann, G. A.; Phillips, RJ; Smith, D. E.; Zuber, MT Nové pohledy na starověký Mars   // Věda . - 2005. - Sv. 307 , č.p. 5713 . - S. 1214-1220 . - doi : 10.1126/science.1101812 . - . — PMID 15731435 .
  27. ↑ Solomon, Sean C.; Head, James W. Evoluce provincie Tharsis na Marsu: Význam heterogenní litosférické tloušťky a vulkanické konstrukce  //  J. Geophys. Res. : deník. - 1982. - Sv. 87 , č. B12 . - S. 9755-9774 . - doi : 10.1029/JB087iB12p09755 . - .
  28. ↑ Carr, M. H. (2007). Mars: Surface and Interior in Encyclopedia of the Solar System , 2nd ed., McFadden, L.-A. a kol. Eds. Elsevier: San Diego, CA, s. 319.
  29. ↑ Cattermole, Peter John. Mars : záhada se odhaluje  . - Oxford: Oxford University Press , 2001. - S.  71 . — ISBN 0-19-521726-8 .
  30. ↑ Boyce, JM (2008) The Smithsonian Book of Mars; Konecky&Konecky: Old Saybrook, ČT, str. 13.
  31. ↑ Carr, MH; Saunders, R.S.; Strom R. G. (1984). Geologie terestrických planet; Vědecké a technické informace NASA: Washington DC, 1984, str. 223. http://www.lpi.usra.edu/publications/books/geologyTerraPlanets/ Archivováno 2. června 2017 na Wayback Machine
  32. ↑ Hartmann, 2003 , s. 70–73
  33. ↑ Kargel, J.S.; Strom, RG Starověké zalednění na Marsu  (neurčité)  // Geologie. - 1992. - T. 20 , č. 1 . - str. 3-7 . - doi : 10.1130/0091-7613(1992)020<0003:AGOM>2.3.CO;2 . — .
  34. ↑ Kargel, J. S. (2004) Mars: Teplejší vlhčí planeta; Springer Praxis: Londýn, s. 52.
  35. ↑ Carr, 2006 , str. 95
  36. ↑ Hartmann, 2003 , str. 316
  37. ↑ Carr, 2006 , str. 114
  38. ↑ Leone, Giovanni. Síť lávových trubic jako původ Labyrinthus Noctis a Valles Marineris na Marsu  //  Journal of Volcanology and Geotermal Research : deník. - 2014. - 1. května ( sv. 277 ). - str. 1-8 . - doi : 10.1016/j.jvolgeores.2014.01.011 .
  39. ↑ Baker, Victor R. Voda a marťanská krajina   // Příroda . - 2001. - Sv. 412 , č.p. 6843 . - str. 228-236 . - doi : 10.1038/35084172 . — PMID 11449284 . Archivováno z originálu 20. července 2011. Archivovaná kopie (nedostupný odkaz) . Získáno 8. května 2017. Archivováno z originálu dne 20. července 2011. 
  40. ↑ Sheehan, W. (1996). Planeta Mars: Historie pozorování a objevů; University of Arizona Press: Tucson, s. 25. http://www.uapress.arizona.edu/onlinebks/mars/contents.htm Archivováno 1. června 2009 na Wayback Machine .
  41. ↑ Leighton, R. B.; Murray, B.C. Behavior of Carbon Dioxide and Other Volatiles on Mars  (anglicky)  // Science : journal. - 1966. - Sv. 153 , č.p. 3732 . - S. 136-144 . - doi : 10.1126/science.153.3732.136 . - . — PMID 17831495 .
  42. ↑ Carr, 2006 , str. jeden
  43. ↑ Arvidson, Raymond E.; Guinness, Edward A.; Dale-Bannister, Mary A.; Adams, John; Smith, Milton; Christensen, Philip R.; Singer, Robert B. Povaha a distribuce povrchových ložisek v Chryse Planitia a okolí, Mars  //  J. Geophys. Res. : deník. - 1989. - Sv. 94 , č. B2 . - S. 1573-1587 . - doi : 10.1029/JB094iB02p01573 . - .
  44. ↑ Leighton, R. B.; Murray, B.C.; Sharp, R.P.; Allen, JD; Sloan, RK Mariner IV Fotografie Marsu: Počáteční výsledky   // Věda . - 1965. - Sv. 149 , č. 3684 . - S. 627-630 . - doi : 10.1126/science.149.3684.627 . - . — PMID 17747569 .
  45. ↑ Leighton, R. B.; Horowitz, N. H.; Murray, B.C.; Sharp, R.P.; Herriman, A.H.; Young, A. T.; Smith, B.A.; Davies, M.E.; Leovy, CB Mariner 6 and 7 Television Pictures: Předběžná analýza  //  Science : journal. - 1969. - Sv. 166 , č.p. 3901 . - str. 49-67 . - doi : 10.1126/science.166.3901.49 . - . — PMID 17769751 .
  46. ↑ Pike, RJ Formation of Complex Impact Crater: Evidence from Mars and Other Planets  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1980. - Sv. 43 , č. 1 . - str. 1-19 [5] . - doi : 10.1016/0019-1035(80)90083-4 . — .
  47. ↑ Carr, 2006 , str. 24–27
  48. ↑ 1 2 Strom, R.G.; Croft, S.K.; Barlow, NG The Martian Impact Cratering Record // Mars  (neopr.) / Kieffer, HH; Jakosky, BM; Snyder, CW; Matthews, čs. — Tucson: University of Arizona Press, 1992. - S.  384-385 . — ISBN 978-0-8165-1257-7 .
  49. ↑ Barlow, rozdělení velikosti a frekvence kráterů NG a revidovaná marťanská relativní chronologie  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1988. - Sv. 75 , č. 2 . - str. 285-305 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90006-1 . - .
  50. ↑ Hale, W.S.; Head, JW (1981). Lunární planeta. sci. XII, str. 386-388. (abstrakt 1135). http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1981/pdf/1135.pdf Archivováno 16. června 2016 na Wayback Machine
  51. ↑ Squyres, Steven W.; Carr, Michael H. Geomorfní důkazy pro distribuci pozemního ledu na Marsu  //  Science : journal. - 1986. - Sv. 231 , č.p. 4735 . - str. 249-252 .
  52. ↑ Walter S. Kiefer. Krátery s maximálním dopadem a dopadem ve sluneční soustavě . Průzkum sluneční soustavy NASA (2004). Získáno 14. května 2007. Archivováno z originálu 29. září 2006.
  53. ↑ Hartmann, 2003 , s. 99–100
  54. ↑ Boyce, JM The Smithsonian Book of Mars; Konecky&Konecky: Old Saybrook, ČT, 2008, str. 203.
  55. ↑ Barlow, N.G.; Boyce, Joseph M.; Costard, Francois M.; Craddock, Robert A.; Garvin, James B.; Sakimoto, Susan EH; Kuzmin, Ruslan O.; Roddy, David J.; Soderblom, Laurence A. Standardizing the Nomenclature of Martian Impact Crater Ejecta Morphologies  //  J. Geophys. Res. : deník. - 2000. - Sv. 105 , č. E11 . - str. 26,733-8 . - doi : 10.1029/2000JE001258 . - .
  56. ↑ Nadine Barlow. Kameny, vítr a led . Lunární a planetární institut. Získáno 15. března 2007. Archivováno z originálu 14. ledna 2016.
  57. ↑ http://hirise.lpl.eduPSP_008508_1870  (odkaz dolů)
  58. ↑ Bleacher, J. a S. Sakimoto. Podstavcové krátery, nástroj pro interpretaci geologické historie a odhadování míry eroze . LPSC
  59. ↑ Krátery na podstavcích v Utopii | Mars Odyssey Mise THEMIS . Staženo 8. 5. 2017. Archivováno z originálu 8. 1. 2018.
  60. ↑ Tanaka KL The Stratigraphy of Mars  //  Journal of Geophysical Research : deník. - 1986. - Sv. 91 , č. B13 . -P.E139 - E158 . - doi : 10.1029/JB091iB13p0E139 .
  61. ↑ Hartmann, William K.; Neukum, Gerharde. Cratering Chronology and the Evolution of Mars  (anglicky)  // Space Science Reviews  : journal. - Springer , 2001. - Duben ( roč. 96 , č. 1/4 ). - S. 165-194 . - doi : 10.1023/A:1011945222010 . - .
  62. ↑ Michael H. Carr, James W. Head. Geologická historie Marsu  : [ angl. ] // Dopisy o Zemi a planetách. - 2010. - T. 294, č.p. 3-4 (1. června). - S. 185-203. - doi : 10.1016/j.epsl.2009.06.042 .
  63. ↑ „Vladimir Ivanovič Vernadskij: Doktrína biosféry a astrobiologie“ M. Ya. Marov, akademik Ruské akademie věd. Ústav geochemie a analytické chemie. VI Vernadsky z Ruské akademie věd . www.russianunesco.ru _ Získáno 20. dubna 2017. Archivováno z originálu 23. listopadu 2016.
  64. ↑ 1 2 Brown, Dwayne První půdní studie NASA Rover pomáhají otiskům prstů marťanským minerálům . NASA (30. října 2012). Datum přístupu: 31. října 2012. Archivováno z originálu 3. června 2016.
  65. ↑ Wolpert, Stuart. Vědec z UCLA objevuje deskovou tektoniku na Marsu (nedostupný odkaz) . Yin, An . UCLA (9. srpna 2012). Získáno 11. srpna 2012. Archivováno z originálu 14. srpna 2012. 
  66. ↑ NASA News (22. června 2016), NASA Scientists Discover Unexpected Mineral on Mars , NASA Media , < http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=6540 > . Získáno 23. června 2016. Archivováno 24. června 2016 na Wayback Machine 
  67. ↑ Craddock, R.A.; Howard, AD Případ dešťových srážek na teplém, vlhkém raném Marsu  (anglicky)  // J. Geophys. Res. : deník. - 2002. - Sv. 107 , č. E11 . - doi : 10.1029/2001je001505 . - .
  68. ↑ 1 2 Carr, M. 2006. Povrch Marsu. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-87201-0
  69. ↑ Grotzinger, J. a R. Milliken (eds.) 2012. Sedimentární geologie Marsu. SEPM
  70. ↑ Salese, F.; Di Achille, G.; Neesemann, A.; Ori, GG; Hauber, E. Hydrologické a sedimentární analýzy dobře zachovaných paleofluviálně-paleolakustrinových systémů v Moa Valles, Mars  //  J. Geophys. Res. Planety : deník. - 2016. - Sv. 121 . - str. 194-232 . - doi : 10.1002/2015JE004891 .
  71. ↑ Patrick Zasada (2013/14): Gradace mimozemských fluviálních sedimentů - související s gravitací. - Z. geol. Wiss. 41/42 (3): 167-183. Abstrakt Archivováno 10. června 2016 na Wayback Machine
  72. ↑ 1 2 Opportunity Rover našel silné důkazy Meridiani Planum bylo mokré . Datum přístupu: 8. července 2006. Archivováno z originálu 21. října 2012.
  73. ↑ SW Squyres a AH Knoll, Sedimentární geologie v Meridiani Planum, Mars, Elsevier, Amsterdam, ISBN 978-0-444-52250-4 (2005); přetištěno z Earth and Planetary Science Letters, Vol. 240 , č.p. 1 (2005).
  74. ↑ Zasada, P., 2013: Entstehung des Marsgesteins "Jake Matijevic" . — Sternzeit Archivováno 11. prosince 2021 na Wayback Machine , vydání 2/2013 Archivováno 31. května 2017 na Wayback Machine : 98 ff. (v německém jazyce).
  75. ↑ Andrews-Hanna, JC; Phillips, RJ; Zuber, M. T. Meridiani Planum a globální hydrologie Marsu  (anglicky)  // Příroda. - 2007. - Sv. 446 , č.p. 7132 . - S. 163-166 . - doi : 10.1038/nature05594 . — . — PMID 17344848 .
  76. ↑ Andrews; Hanna, JC; Zuber, M.T.; Arvidson, RE; Wiseman, SM Early Mars hydrology: Meridiani playa deposits and the sedimentary record of Arabia Terra  //  J. Geophys. Res. : deník. - 2010. - Sv. 115 . — S. E06002 . - doi : 10.1029/2009JE003485 . - .
  77. ↑ Grotzinger, JP a kol. Stratigrafie a sedimentologie suchého až vlhkého eolického depozičního systému, formace Burns, Meridiani Planum, Mars  (anglicky)  // Planeta Země. sci. Lett. : deník. - 2005. - Sv. 240 . - str. 11-72 . - doi : 10.1016/j.epsl.2005.09.039 . - .
  78. ↑ McLennan, S. M. a kol. Provenience a diageneze výparníku nesoucího formaci Burns, Meridiani Planum, Mars  (anglicky)  // Planeta Země. sci. Lett. : deník. - 2005. - Sv. 240 . - S. 95-121 . - doi : 10.1016/j.epsl.2005.09.041 . - .
  79. ↑ Squyres, SW; Knoll, AH Sedimentární horniny v Meridiani Planum: Původ, diageneze a důsledky pro život na Marsu  // Planeta Země  . sci. Lett. : deník. - 2005. - Sv. 240 . - str. 1-10 . - doi : 10.1016/j.epsl.2005.09.038 . — .
  80. ↑ Squyres, SW a kol. Dva roky na Meridiani Planum: Výsledky z roveru Opportunity  (anglicky)  // Science : journal. - 2006. - Sv. 313 . - S. 1403-1407 . - doi : 10.1126/věda .
  81. ↑ M. Wiseman, JC Andrews-Hanna, RE Arvidson3, JF Mustard, KJ Zabrusky DISTRIBUCE HYDRATOVANÝCH SULFÁTŮ V ARABSKÉ TERÉNĚ POMOCÍ KRISMOVÝCH ÚDAJŮ: DŮSLEDKY PRO HYDROLOGII MARTINŮ. 42. konference o lunárních a planetárních vědách (2011) 2133.pdf
  82. ↑ DiscoveryChannel.ca – Marsova lavina zachycená kamerou Archivováno 12. května 2012.
  83. ↑ Rincon, Paul . „Vchody do jeskyní“ spatřeny na Marsu , BBC News (17. března 2007). Archivováno z originálu 30. září 2009. Staženo 8. května 2017.
  84. ↑ Teen project one-up NASA, našel díru v jeskyni Mars . AFP (23. června 2010). Získáno 1. července 2010. Archivováno z originálu dne 28. června 2010.
  85. ↑ Thompson, Andrea Mars Caves by mohl chránit mikroby (nebo astronauty) . Space.com (26. října 2009). Získáno 1. července 2010. Archivováno z originálu dne 21. července 2010.
  86. ↑ HiRISE | Obrácené kanály severně od Juventae Chasma (PSP_006770_1760) . Hirise.lpl.arizona.edu. Získáno 16. ledna 2012. Archivováno z originálu 12. srpna 2017.
  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. Depozita obráceného kanálu na dně kráteru Miyamoto, Mars  (anglicky)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2010. — Sv. 205 , č.p. 1 . - str. 64-72 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.03.030 . - .

Literatura

Odkazy