Noachian

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Reprezentarea lui Marte în timpul Noahului

Noahian este prima dintre cele trei perioade care au caracterizat istoria geologică a lui Marte , căreia îi aparțin cele mai vechi activități observate și legate de cele mai vechi soluri prezente pe suprafața planetei. [1] Noachianul corespunzător intervalului de la 4,1 la 3,7 miliarde de ani în urmă. [2] Este o fază a vieții planetei caracterizată printr-o frecvență ridicată a impactului de la meteoriți și asteroizi și prin posibila prezență a apei abundente pe suprafața marțiană. [3] În Noachian există un declin accentuat și rapid al bombardamentelor cu impact meteoric, cu continuitate de la prima până la a treia epocă care alcătuiește perioada. [1]

Suprafața epocii noahiene este cea privilegiată pentru aterizarea navei spațiale pentru a căuta fosile ca dovadă a unei vieți extraterestre trecute. [4] În timpul Noahian, atmosfera de pe Marte era mai densă decât în ​​era actuală, iar clima era probabil mai caldă, suficientă pentru a permite să cadă ploaia . [5] Lacuri și râuri mari erau prezente în emisfera sudică și un ocean ar fi putut acoperi câmpiile joase din nord. [6]

Originea numelui

Numele perioadei derivă din cel al Noachis Terra , care înseamnă „Țara lui Noe ”.

Geografie și morfologie

Țările noahiene se găsesc în principal în emisfera sudică, adesea la o altitudine de câțiva kilometri de la nivelul de referință marțian (ca în cazul Terra Sabaea , Tyrrhena Terra , Promethei Terra , Terra Cimmeria , Terra Sirenum , Aonia Terra și exact, Noachis Earth ).

Aceste terenuri se caracterizează prin prezența unor cratere mari cu fund plat, dar principala caracteristică a lui Noachian în comparație cu alte ere marțiene este omniprezența urmelor de apă lichidă, sub formă de sedimente în craterele care mărturisesc prezența lacurilor. sau văi cu albii de râu drenate în partea de jos.

Epoci

Noachianul este împărțit în trei ere: joasă, medie și înaltă (sau, dar totuși aceeași, inferioară, mijlocie și superioară). În lucrarea USGS 20.000.000, emisă în 2014, sunt raportate vârstele limitei inferioare indicate de Michael din 2013, [7] pe baza sistemelor cronologice Hartmann ( iterație 2004) și Neukum (2001), derivate din densitățile de referință craterizarea obținută de la Tanaka (1986), actualizată de Werner și Tanaka în 2011. [8] Evident, nu există limite inferioare pentru Noachianul scăzut.

Epoca epocilor noahiene (în Ga din prezent)
Michael (2013)
Începutul veacurilor Din Neukum (2001) Din Hartmann (iterație 2004)
Alto Nochiano 3,83 3,85
Nochiano mijlociu 3,94 3,96
Bass Noachiano --- ---

Basul Noachiano

Cele mai vechi soluri observabile pe suprafața lui Marte se referă la scoarța primitivă a planetei, alcătuită din materiale din această epocă și materiale pre-Noahiene îngropate și deduse din bazinele topografice subțiri considerate a fi vestigii ale impacturilor antice. În general, depozitele constau în principal din breșe de impact și topire, roci magmatice și unele secvențe sedimentare. Astfel de materiale postdată în mare măsură formarea vastelor câmpii nordice, care constituie prima trăsătură geografică recunoscută a planetei, probabil de impact sau de origine tectonică. [9] [10] [11]

Bazine de impact

Datarea impacturilor majore asupra Marte, în baza de date a craterelor globale, [12] indică faptul că formarea a cel puțin 65 de bazine cu diametre mai mari de 150 km se încadrează în această epocă. [13] [14] Optsprezece dintre acestea sunt profund îngropate sau foarte degradate, iar identificarea diametrului și vârstei lor prezintă o incertitudine mai mare decât alte, vizibile. Cel mai mare bazin este dat de Hellas Planitia (aproximativ 2.400 km în diametru) pentru a forma cea mai mare suprafață deprimată de pe planetă. Morfologia indică o formă asimetrică (aproximativ 5 000 km în diametru în direcția nord-est-sud-vest și aproximativ 6 000 km în diametru în direcția nord-vest-sud-est), dată de terenul ridicat între 1 și 2 km deasupra platourile înconjurătoare, cuprinzând un volum lângă cel care lipsește în interiorul bazinului. [15] Părțile interioare și sud-estice ale inelelor concentrice constau din masive intercalate cu depresiuni intermediare și câmpii. Părțile vestice și nord-vestice ale marginii inelului sunt în schimb deformate de crestele concentrice și oblice (formând monturile Hellespontes ) și de depresiuni (cum ar fi Scylla Scopulus ), rezultat produs de un impact probabil cu unghi mic direcționat către sud. Est. [16] Un alt bazin important este cel al polului sudic cu aproximativ 1 160 km în diametru, delimitat parțial de escara Promethei Rupes pentru a forma marginea existentă parțial îngropată de Planum Meridionale.

Vulcanismul zonei Noachiano inferioare

Aproximativ două treimi din clădirile platoului Noah și clădirile vulcanice pot fi atribuite acestei epoci, atestând vulcanismul timpuriu, răspândit sau concentrat la sud de regiunea Tharsis . [17] [18]

Alte morfologii

Unele dintre morfologiile legate de Noachianul inferior ar fi putut fi produse prin acțiune fluvială sau prin tectonică.

O parte din solurile din sectorul sudic al umflăturii Tharsis conțin matrici liniare dense date de depresiuni sinuoase, interpretate ca grabeni, înguste și largi. [19] [20] Alte creste arată o tendință concentrică la marginea Daedalia Planum , posibil derivată din contracția crustei datorită ascensiunii centrate în Siria Planum. [21] [22] Mai mult, văile mici împart, în unele zone, terenurile Noachiano inferior datorită unei disecții fluviale probabile și a mișcărilor de masă, morfologii proeminente înființate în această epocă.

Noahul mijlociu

Este a doua epocă a lui Noachian. Terenul domină regiunile de munte oriunde cele din epoca anterioară nu sunt prezente sau rare, inclusiv regiunile care se învecinează cu zona de tranziție platou / câmpie din Arabia Terra și la sud de Elysium Planitia , precum și cele care înconjoară bazinul Argyre . De asemenea, sunt incluse acele suprafețe de rupere relativ joase adiacente aflorimentelor superioare ale Noachiano inferior, unde, de obicei, o rupere a pantei separă solurile celor două ere, în care văile înguste afectează topografiile mai abrupte ale primei. În general, depozitele sunt compuse probabil dintr-o proporție mai mare de materiale sedimentare și vulcanice decât cele din perioada anterioară, care pot reflecta condiții climatice favorabile pentru precipitații și scurgeri de apă. [23]

Munții înalte conțin cel puțin 15 bazine de impact cu un diametru mai mare de 150 km. Argyre și Isidis sunt două bazine definite la nivel regional de depresiuni topografice înconjurate de masive montane aparținând Noahului mijlociu. Argyre este înconjurat de masive cu un diametru extern mediu de aproximativ 1 500 km și de zonele înalte ale Noahului mijlociu cu un diametru de aproximativ 3000 km. Spre deosebire de bazinul Hellas, acest sector exterior nu formează un inel brusc ridicat, ci include caneluri largi și neregulate și creste care sunt orientate predominant circumferențial către bazin și care reprezintă probabil inele structurale asociate cu formarea Argirului în sine. Bazinul Isidis este situat de-a lungul limitei de tranziție platou / câmpie și prezintă caracteristici morfologice diferite de bazinele Hellas și Argyre, în ciuda dimensiunilor similare. De fapt, are o margine discontinuă care se întinde pe un diametru de aproximativ 2 100 km și este intercalată cu soluri de platou, întotdeauna de Noachian mijlociu, și de soluri la altitudini mai mici ale post-Noachian, circumferențiale, în mare parte înguste spre nord -veste. ( Nili Fossae ) și la sud-est ( Amenthes Fossae ). Golurile s-au format probabil prin extinderea crustei în timpul Noahului mijlociu și au fost reactivate în Esperiano , deoarece au tăiat local o parte a terenului de tranziție chiar la începutul perioadei. Oenotria Scopuli sunt escarpe circumferențiale orientate spre bazin, care s-au deplasat și modifică solurile de pe platourile Noachian inferioare la o distanță radială de aproximativ 1 400 până la aproximativ 1 500 km de centrul Isidis care par să formeze structura inelară a bazinului. Carbonatele sunt interesante ca markeri: rare pe suprafața lui Marte, se găsesc într-un orizont stratigrafic, în locurile care înconjoară bazinul Isidis , în concordanță cu reflectarea condițiilor neutre până la alcaline în momentul formării bazinului în sine, probabil datorită alterarea unui strat bogat în olivină; [24] în plus, mai multe depozite de minerale de silicat modificate, care indică metamorfoză de grad scăzut sau modificări hidrotermale apoase, se găsesc în solul Noachian la vest de bazinul Isidis . [25]

Activitate vulcanica

Spre deosebire de prima eră, solurile și clădirile vulcanice tind să scadă în număr, probabil din cauza creșterii stresului compresiv global și a îngroșării crustei, care a limitat afluxul de magmă departe de centrele magmatice regionale precum Tharsis și Elysium . [18] procesele Embayment în acest din urmă arată că epoca Thaumasia platourile au venit să crească în principal în timpul Mijlociu pe timpul lui Noe, în timp ce dezvoltarea de grabene înguste, dens spațiate se întinde pe Thaumasia platourile acestei epoci indică contemporaneitatea lor cu procesul de ridicare. [19] [20]

Înaltul Noahian

Este ultima eră a lui Noachian. Modificarea platourilor craterate a continuat în această epocă prin activitatea vulcanică, sedimentară și procesele de impact, deși la rate și niveluri reduse în general. [26] [27] Aceste procese au avut ca rezultat acumularea de depozite în zonele bazinului inter și intra-crater.

Solurile se găsesc în principal în apropierea aflorimentelor Noachiano inferior, precum și de-a lungul marginilor estice ale Thaumasia Planum și Tempe Terra . Acestea sunt, de asemenea, localizate în Arabia Terra , dominată de Noahul Mijlociu, în nordul Țării Sabaeanului , în alte zone de-a lungul zonei de tranziție platou / câmpie și de-a lungul marginii Argyre Planitia . Aceste asociații sugerează că zonele majore experimentează precipitații și eroziuni mai mari, rezultând sedimentarea în depresiunile topografice adiacente (inclusiv craterele de impact) chiar spre sfârșitul perioadei noahiene. [28] [29] [30] [31] [32] [33] În unele cazuri, canalele de drenaj precum Mawrth și Ma'adim Valles au fost săpate de fluxuri mari de apă rezultate din depășirea nivelurilor bazinelor prezente în zonele de munte sau din scurgerile din acviferele de suprapresiune. [34] [35] [36]

Activitate vulcanica

Cele mai vechi fluxuri vulcanice recunoscute și depozite vulcanice cu o morfologie plană a acestei ere se găsesc în regiunea Tharsis și în bazinul Hellas. La nord-est de acest sit Tyrrhenus Mons , cu flancuri foarte disecate care înconjoară o caldă centrală complexă, care oferă dovezi ale activității vulcanice prelungite care începe cu un caracter exploziv care creează fluxuri piroclastice chiar în Noahul târziu. [37] [38] Apollinaris Mons este situat de-a lungul zonei de tranziție platou-câmpie, care dezvăluie o lungă istorie a activității vulcanice, hidrologice și poate hidrotermale. [39] Mai multe depresiuni de formă neregulată, cu diametru de zeci de kilometri, variind de la Noahul târziu până la Hesperianul inferior și situate de-a lungul zonei de tranziție din nordul Arabiei Terra , se presupune că sunt caldere vulcanice. [40] Lobi ai fluxului de lavă apar în Thaumasia Planum , precum și în câmpiile împrăștiate la sud de Daedalia Planum . Unele soluri la nord de Olympus Mons (deformate de Acheron Fossae ), la sud-vest de Tempe Terra și părți ale platourilor Thaumasia pot fi vulcanice datorită apropierii lor de regiunea Tharsis , dar roiurile de grabeni și caracteristicile morfologice ridicate par să fi ascuns potențialul vulcanic. morfologii.

Tectonica

Deformațiile tardive ale crustei sunt confirmate în cazul în care structurile tectonice traversează suprafețele Noahului superior, parțial îngropate de aflorile Esperiano inferior. Acestea includ roiuri dense de grabeni îngusti în Claritas Fossae și Icaria Planum , radiale către Siria Planum , probabil ca răspuns la îndoirea litosferică datorită încărcării bombate Tharsis , [41] [42] [43], în general, tendințe de grabeni vest-nord-vest în Acheron Fossae [ 44] și grabene interne și rezultate din ridicarea platourilor Thaumasia . [45]

Deși solurile noahiene târzii sunt deformate în mod obișnuit de creastele ondulate, magnitudinea cumulativă a deformării este comparabilă cu cea a suprafețelor Esperian inferioare, sugerând că deformarea contracției a fost mai mică în Noachian târziu. Jgheaburile din Valles Marineris au început să se formeze în această epocă prin riftare , după cum indică traversarea și relațiile stratigrafice dintre materialele roci și structurile tectonice, în special de-a lungul marginii de vest a Thaumasia Planum . [46] [19] [47] Majoritatea acestor structuri se referă la dezvoltarea ascensiunii Tharsis , indicând faptul că această caracteristică imensă a devenit situl dominant magmatic și tectonic pentru planetă până la sfârșitul perioadei noahiene. [43] [48]

Depozite

Există mai multe zăcăminte din această epocă. Terasele locale indică procese de denudare de-a lungul marginilor Thaumasia Planum și Tempe Terra , care sunt interpretate ca fiind produse de eroziunea straturilor actuale. În Argyre și Hellas Planitiae, fundul bazinului este umplut cu umpluturi care sugerează sedimentare și, eventual, vulcanism. [49] [50] Mai mult, marginea nord-estică a bazinului Hellas include roci aflate în afară rezultate din sedimentarea și vulcanismul râurilor, disecate și modificate prin activitatea ulterioară a râului și alte procese. [51]

Munții înalte stratificate din Esperiano și Noachiano lângă Meridiani Planum au fost observate direct (deși la nivel local) de Opportunity Mars Exploration Rover. [52] depozite au fost descoperite constau din vânt și râu bogat material în sulfați cu prezența eroziune hiatus depozițional, bogat în hematitul [49] derivat în principal din depunerile de vânt și urmată de alterată de apă subterană și prin procese fluviatile și marine. [47]

Impacturile meteorice

În ceea ce privește impacturile meteorice, ultima epocă vede formarea de ejecții asociate cu trei cratere de impact cu un diametru mai mare de 150 km: Becquerel, Green și Orcus Patera . [8]

Notă

  1. ^ a b Tanaka KL, Skinner JA, Jr., Dohm JM, Irwin RP III, Kolb EJ, Fortezzo CM, Platz T., Michael GG, Hare TM, Geologic map of Mars: US Geological Survey Scientific Investigations Map 3292, scala 1 : 20.000.000, pamflet 43 p., Https://dx.doi.org/10.3133/sim3292 , 2014.
  2. ^ KL Tanaka, Stratigrafia lui Marte , în J. Geophys. Rez. , Vol. 91, B13, 1986, pp. E139 - E158, DOI : 10.1029 / JB091iB13p0E139 .
  3. ^ Jonathan Amos, Clays in Pacific lavas provocare a udat ideea timpurie a lui Marte pe bbc.com, BBC , 10 septembrie 2012.
  4. ^ J. Grotzinger, Dincolo de apă pe Marte , în Nature Geoscience , vol. 2, nr. 4, 2009, pp. 231-233, DOI : 10.1038 / ngeo480 .
  5. ^ RA Craddock și colab. , Cazul pentru precipitații pe un Marte timpuriu cald și umed , în J. Geophys. Rez. , Vol. 107, E11, 2002, p. 5111, DOI : 10.1029 / 2001JE001505 .
  6. ^ MC Malin și colab. , Dovezi pentru flux persistent și sedimentare apoasă pe Marte timpuriu , în Știință , vol. 302, n. 5652, 2003, pp. 1931–1934, DOI : 10.1126 / science.1090544 , PMID 14615547 .
  7. ^ Michael GG ,, Suprafața planetară datând din dimensiunea craterului - măsurători de distribuție a frecvenței - Episoade multiple de resurfacing și montare diferențială a izocronului. , în Icar , vol. 226, 2013, pp. 885–890, DOI : doi: 10.1016 / j.icarus.2013.07.004 .
  8. ^ a b Tanaka și colab., Geologic map of Mars , în US Geological Survey Scientific Investigations Map 3292, scara 1: 20,000,000, pamflet 43 p , 2014.
  9. ^ Nimmo F. ​​și Tanaka KL, Early crustal evolution of Mars , in Annual Review of Earth and Planetary Sciences , vol. 33, 2005, pp. 133–161.
  10. ^ (EN) HV Frey, Impact constraints on, and a chronology for, majore events in early Mars history , in Journal of Geophysical Research, vol. 111, E8, 2006, pp. E08S91, DOI : 10.1029 / 2005JE002449 . Adus la 11 mai 2021 .
  11. ^ (EN) C. Jeffrey Andrews-Hanna, Maria T. Zuber și W. Bruce Banerdt, Bazinul Borealis și originea dihotomiei crustale marțiene , în Nature, vol. 453, n. 7199, 2008-06-XX, pp. 1212–1215, DOI : 10.1038 / nature07011 . Adus la 11 mai 2021 .
  12. ^ (EN) Stuart J. Robbins și Brian M. Hynek, O nouă bază de date globală a craterelor de impact pe Marte km ≥1: 1. Crearea bazei de date, proprietăți și parametri: MARS CRATER DATABASE-CONSTRUCTION , în Journal of Geophysical Research: Planets , vol. 117, E5, 2012-05-XX, pp. n / a - n / a, DOI : 10.1029 / 2011JE003966 . Adus la 11 mai 2021 .
  13. ^ (EN) SC Werner, The early martian evolution-Constraints from basin formation age , in Icarus, vol. 195, nr. 1, 2008-05-XX, pp. 45–60, DOI : 10.1016 / j.icarus.2007.12.008 . Adus la 11 mai 2021 .
  14. ^ (EN) Stuart J. Robbins, Brian M. Hynek și Robert J. Lillis, Large Impact Crater histories of Mars: Efectul diferitelor tehnici model de îmbătrânire a craterelor , în Icarus, vol. 225, nr. 1, 2013-07-XX, pp. 173–184, DOI : 10.1016 / j.icarus.2013.03.019 . Adus la 11 mai 2021 .
  15. ^ Smith DE, Zuber MT, Solomon SC și alții 16, Topografia globală a lui Marte și implicațiile pentru evoluția suprafeței , în Știință , vol. 284, 1999, pp. 1495-1503.
  16. ^ Tanaka KL și Leonard GJ, Geology and landscape evolution of the Hellas region of Mars , în Journal of Geophysical Research , vol. 100, E3, 1995, pp. 5407–5432.
  17. ^ Scott DH și Tanaka KL, Mars - O mare provincie vulcanică de munte dezvăluită de imagini vikinge , în Lunar and Planetary Science Conference, Proceedings, Houston, Texas, 16-20 martie 1981, New York: Pergamon Press , 12B, 1981a, pp. 1449–1458.
  18. ^ A b (EN) Long Xiao, Jun Huang și Philip R. Christensen, Vulcanismul antic și implicațiile sale pentru evoluția termică a lui Marte în Pământ și Planetary Science Letters, vol. 323-324, 2012-03-XX, pp. 9-18, DOI : 10.1016 / j.epsl.2012.01.027 . Adus la 11 mai 2021 .
  19. ^ a b c Dohm JM, Ferris JC, Baker VR și colab., Bazinul de drenaj antic al regiunii Tharsis, Marte - Sursă potențială pentru sisteme de canal de ieșire și oceane sau paleolakes putative , în Journal of Geophysical Research , vol. 106, 2001b, pp. 32943–32958.
  20. ^ A b (EN) Ernst Hauber, Matthias Grott și Peter Kronberg, Rifturi marțiene: Geologie structurală și geofizică , în Earth and Planetary Science Letters, vol. 294, nr. 3-4, 2010-06-XX, pp. 393–410, DOI : 10.1016 / j.epsl.2009.11.005 . Adus la 11 mai 2021 .
  21. ^ Banerdt WB, Golombek MP și Tanaka KL, Stress and tectonics on Mars, în Kieffer, HH, Jakosky BM, Snyder CW și Matthews, MS, eds., Mars: Tucson, Ariz., University of Arizona Press , 1992, pp. 249–297.
  22. ^ Schultz RA și Tanaka KL, structuri de flambaj și împingere la scară litosferică pe Marte - Centrul de creastă Coprates și Tharsis sud , în Journal of Geophysical Research , vol. 99, E4, 1994, pp. 8371-8385.
  23. ^ Irwin RP III și Grant JA, Geologic map of MTM –15027, –20027, –25027, and –25032 quadrangles, Margaritifer Terra region of Mars , în SUA Geological Survey Science Investigations Map 3209, scale 1: 1,000,000. , 2013.
  24. ^ Ehlmann BL, Mustard JF, Murchie SL și alții 11, Identificarea orbitală a rocilor purtătoare de carbonat de pe Marte , în Știință , vol. 322, 2008, pp. 1828–1832.
  25. ^ (EN) Bethany L. Ehlmann, John F. Mustard și Gregg A. Swayze, Identificarea mineralelor de silicat hidratate pe Marte folosind MRO-CRISM: context geologic lângă Nili Fossae și implicații pentru alterarea apoasă , în Journal of Geophysical Research, vol. . 114, 23 octombrie 2009, pp. E00D08, DOI : 10.1029 / 2009JE003339 . Adus la 12 mai 2021 .
  26. ^ (EN) MP Golombek, JA Grant și LS Crumpler, Ratele de eroziune pe site-urile de debarcare Mars Exploration Rover și schimbările climatice pe termen lung pe Marte: SCHIMBAREA CLIMATICĂ DE LA MARS ROVERS , în Journal of Geophysical Research: Planets, vol. 111, E12, 2006-12-XX, pp. n / a - n / a, DOI : 10.1029 / 2006JE002754 . Adus la 14 mai 2021 .
  27. ^ (EN) KL Tanaka, SJ Robbins și CM Fortezzo, The global digital geologic map of Mars: Chronostratigraphic ages, topographic and morphologic caracteristic crater, and updated resurfacing history , în Planetary and Space Science, vol. 95, 2014-05-XX, pp. 11–24, DOI : 10.1016 / j.pss.2013.03.006 . Adus la 14 mai 2021 .
  28. ^ (EN) Alan D. Howard, Jeffrey M. Moore și Rossman P. Irwin, O epocă de activitate fluvială terminală intensă și răspândită pe Marte timpurie: 1. Rețele de incizie în vale și depozite asociate în Journal of Geophysical Research, vol. 110, E12, 2005, pp. E12S14, DOI : 10.1029 / 2005JE002459 . Adus la 14 mai 2021 .
  29. ^ (EN) Rossman P. Irwin, Alan D. Howard și Robert A. Craddock, O epocă de activitate fluvială extinsă terminală intensă pe Marte timpurie: 2. Scurgerea crescută și dezvoltarea paleolacului , în Journal of Geophysical Research, vol. 110, E12, 2005, pp. E12S15, DOI : 10.1029 / 2005JE002460 . Adus la 14 mai 2021 .
  30. ^ Mest SC și Crown DA, Geologic map of MTM –20272 and –25272 quadrangles, Tyrrhena Terra region of Mars: US Geological Survey Scientific Investigations Map 2934, scale 1: 1.004.000 , 2006.
  31. ^ (EN) Caleb I. Fassett și James W. Head, Momentul activității rețelelor de valuri marțiene: Constrângeri tamponate de la numărarea craterelor , în Icarus, vol. 195, nr. 1, 2008-05-XX, pp. 61–89, DOI : 10.1016 / j.icarus.2007.12.009 . Adus la 14 mai 2021 .
  32. ^ Grant JA, Wilson SA, Fortezzo CM și Clark DA, Harta geologică a cvadrangulelor MTM –20012 și –25012, regiunea Margaritifer Terra din Marte: US Geological Survey Scientific Investigations Map 3041, scala 1: 1.000.000. , 2009.
  33. ^ (EN) Brian M. Hynek, Michael Beach și Monica Hoke RT, Harta globală actualizată a rețelelor de vale marțiană și implicații pentru procesele climatice și hidrologice în Journal of Geophysical Research, vol. 115, E9, 22 septembrie 2010, pp. E09008, DOI : 10.1029 / 2009JE003548 . Adus la 14 mai 2021 .
  34. ^ Carr M. H, Formarea caracteristicilor inundațiilor marțiene prin eliberarea apei din acviferele limitate , în Journal of Geophysical Research , vol. 84, 1979, pp. 2995-3007.
  35. ^ (EN) Rossman P. Irwin, Geomorphology of Ma'adim Vallis, Mars, and Associated paleolake basins , în Journal of Geophysical Research, vol. 109, E12, 2004, pp. E12009, DOI : 10.1029 / 2004JE002287 . Adus la 14 mai 2021 .
  36. ^ Irwin RP III și Grant JA, Inundații mari de deversare a bazinului pe Marte, în Burr DM, Carling PA și Baker, VR, eds., Megaflooding on Earth and Mars: Cambridge, Marea Britanie, Cambridge University Press , 2009, pp. 209-224.
  37. ^ Greeley R. și Crown DA, Geologia vulcanică a Tyrrhena Patera, Marte , în Journal of Geophysical Research , vol. 95.
  38. ^ Gregg TKP, Crown DA și Greeley R., Geologic map of MTM quadrangle –20252, Tyrrhena Patera region of Mars: US Geological Survey Miscellaneous Investigations Series Map I - 2556, scale 1: 500,000 .
  39. ^ (EN) M. Ramy El Maarry, James M. Dohm și Joseph A. March, Căutând dovezi ale activității hidrotermale la Apollinaris Mons, Marte , în Icarus, vol. 217, nr. 1, 2012-01, pp. 297-314, DOI : 10.1016 / j.icarus.2011.10.022 . Adus la 17 mai 2021 .
  40. ^ (EN) Joseph R. Michalski și E. Jacob Bleacher, Supervolcanoes Într-o antică provincie vulcanică din Arabia Terra, Marte , în Natură, vol. 502, n. 7469, 2013-10, pp. 47–52, DOI : 10.1038 / nature12482 . Adus la 17 mai 2021 .
  41. ^ Banerdt WB, Golombek MP și Tanaka KL, Stress and tectonics on Mars, în Kieffer, HH, Jakosky, BM, Snyder, CW și Matthews, MS, eds., Mars: Tucson, Ariz., University of Arizona Press .
  42. ^ Tanaka KL și Davis PA, Istoria tectonică a provinciei Siria Planum din Marte , în Journal of Geophysical Research , vol. 93, B12.
  43. ^ a b Anderson RC, Dohm JM, Golombek MP și colab., Centre semnificative de activitate tectonică în timp pentru emisfera vestică a lui Marte , în Journal of Geophysical Research , vol. 106.
  44. ^ (EN) P. Kronberg, E. Hauber și M. Grott, Acheron Fossae, Marte: Rifting tectonic, vulcanism și implicații pentru grosimea litosferică , în Journal of Geophysical Research, vol. 112, E4, 25 aprilie 2007, pp. E04005, DOI : 10.1029 / 2006JE002780 . Adus la 17 mai 2021 .
  45. ^ Dohm JM, Tanaka KL și Hare TM, Hărți geologice, paleotectonice și paleoerozionale ale regiunii Thaumasia, Marte: US Geological Survey Geologic Investigations Series Harta I - 2650, scara 1: 5.000.000 .
  46. ^ Witbeck NE, Tanaka KL și Scott DH, Harta geologică a regiunii Valles Marineris, Marte: US Geological Survey Miscellaneous Investigations Series Harta I - 2010, scara 1: 5.000.000 .
  47. ^ a b Dohm JM, Baker VR, Boynton, WV și alții 18, dovezi GRS și posibilitatea oceanelor antice pe Marte , în Planetary and Space Science , vol. 57.
  48. ^ Tanaka KL, Golombek MP și Banerdt WB, Reconciliation of stress and structural history of the Tharsis region of Mars , în Journal of Geophysical Research , vol. 96, E1.
  49. ^ a b Hiesinger H. și Head JW III, Topografia și morfologia bazinului Argyre, Marte - Implicații pentru istoria sa geologică și hidrologică , în Planetary and Space Science , vol. 59.
  50. ^ Moore JM și Wilhelms DE, Harta geologică a unei părți din vestul Hellas Planitia, Marte: US Geological Survey Scientific Investigations Map 2953, scara 1: 1.004.000 .
  51. ^ Bleamaster LF and Crown DA, Geologic map of MTM –40277, –45277, –40272, and –45272 quadrangles, east Hellas Planitia regions of Mars: US Geological Survey Scientific Investigations Map 3096, scale 1: 1,000,000 .
  52. ^ (EN) SW Squyres, RE Arvidson și D. Bollen, Prezentare generală a Opportunity Mars Exploration Rover Mission to Meridiani Planum: Eagle Crater to Purgatory Ripple: OPPORTUNITY MARS EXPLORATION ROVER MISSION , în Journal of Geophysical Research: Planets, vol. 111, E12, 2006-12, pp. n / a - n / a, DOI : 10.1029 / 2006JE002771 . Adus la 17 mai 2021 .

Bibliografie

  • ( EN ) Tanaka KL și colab ., Geologic map of Mars: US Geological Survey Scientific Investigations Map 3292, scale 1: 20,000,000 , 2014, http://dx.doi.org/10.3133/sim3292.

Elemente conexe

Alte proiecte

Marte Portalul Marte : Accesați intrările Wikipedia referitoare la Marte
Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Noachiano&oldid=122325888 ”