Wikipedia

Geologia Marsa

nauka o powierzchni i budowie wewnętrznej Marsa

Geologia Marsa – nauka o powierzchni, skorupie i wnętrzu Marsa. Bada skład tych warstw, ich strukturę, historię i procesy fizyczne, które kształtują planetę, analogicznie do ziemskiej geologii. W planetologii określenie „geologia” jest używane w najszerszym znaczeniu do badania stałych części planet i księżyców. Termin obejmuje aspekty geofizyki, geochemii, mineralogii, geodezji i kartografii[2]. Spotykany czasem neologizm „areologia”, pochodzący od greckiego słowa Άρης Arēs (Mars), jest synonimem geologii Marsa stosowanym w popularnych mediach i dziełach science fiction (np. Trylogii Marsjańskiej Kima Stanleya Robinsona)[3], ale termin ten jest rzadko stosowany przez geologów i planetologów[4].

Uogólniona mapa geologiczna Marsa[1]

Mapa geologiczna Marsa (2014)

edytuj
 
Mars – mapa geologiczna (USGS; 14 lipca 2014)[1][5]

Skład Marsa

edytuj

Mars to planeta typu ziemskiego, która uległa dyferencjacji, co oznacza, że jej wnętrze tworzą koncentryczne warstwy (podobne do wewnętrznych geosfer Ziemi). Ma on metaliczne jądro, najprawdopodobniej złożone z żelaza i niklu, otoczone mniej gęstym płaszczem krzemianowym i skorupą[6]. Charakterystyczny czerwony kolor planeta zawdzięcza tlenkom żelaza na jej powierzchni[7][8].

Większość informacji o składzie chemicznym Marsa pochodzi z orbitujących wokół niego sond i lądowników. Przeważnie są one wyposażone w spektrometry i inne przyrządy do badania składu powierzchni Marsa, metodami teledetekcyjnymi z orbity lub poprzez analizy prowadzone na powierzchni. Na Ziemi znajdują się też próbki skał z Marsa w postaci meteorytów, które dotarły na Ziemię. Meteoryty marsjańskie, z których większość to tzw. meteoryty SNC: shergottyty, nakhlity i chassignity[9] – grupa meteorytów, dla których jako pierwszych wykazano pochodzenie marsjańskie – dostarczają informacji na temat składu chemicznego skorupy i wnętrza Marsa, które inaczej nie byłyby dostępne (do 2020 nie zrealizowano misji typu sample-return, polegającej na pobraniu próbek skał na Marsie i powrocie na Ziemię).

Na podstawie tych danych naukowcy sądzą, że najpospolitsze pierwiastki chemiczne w skorupie marsjańskiej, oprócz krzemu i tlenu, to: żelazo, magnez, glin, wapń i potas. Stanowią one główne składniki minerałów tworzących skały magmowe[10]. Rzadziej występującymi pierwiastkami są tytan, chrom, mangan, siarka, fosfor, sód i chlor[11][12], które są ważnymi składnikami wielu minerałów akcesorycznych[13] występujących w skałach i minerałów wtórnych (produktów wietrzenia), w pyle i regolicie (gruncie marsjańskim). Wodór występuje w lodzie (H
2O) i uwodnionych minerałach. Węgiel występuje w postaci dwutlenku węgla (CO
2) w atmosferze, a zimą także jako suchy lód w obszarach podbiegunowych. Nieznana ilość węgla jest także związana w postaci węglanów. Azot molekularny (N
2) stanowi 2,7% atmosfery. Nie stwierdzono występowania związków organicznych[14], z wyjątkiem śladowych ilości metanu wykrytego w atmosferze[15][16].

16 grudnia 2014 r. NASA poinformowała, że łazik Curiosity wykrył dziesięciokrotny skok, prawdopodobnie lokalny, zawartości metanu w marsjańskiej atmosferze. Analizy próbek przeprowadzone kilkanaście razy w ciągu 20 miesięcy wykazały wzrost pod koniec 2013 i na początku 2014 roku, dochodząc średnio do 7 części na miliard. Wcześniej rejestrowano średnio około 1/10 tego poziomu[17][18].

Skład pierwiastkowy Marsa znacząco różni się od składu Ziemi. Analiza meteorytów z Marsa sugeruje, że płaszcz planety jest około dwukrotnie bogatszy w żelazo niż płaszcz ziemski[19]. Jego jądro zawiera więcej siarki niż jądro Ziemi. Płaszcz Marsa zawiera więcej potasu i fosforu niż płaszcz Ziemi, a skorupa więcej lotnych pierwiastków, takich jak siarka i chlor, niż skorupa ziemska. Wiele z tych wniosków wspierają analizy in situ skał i regolitu na powierzchni Marsa[20].

Globalna fizjografia

edytuj

Większość aktualnej wiedzy na temat geologii Marsa pochodzi z badania ukształtowania terenu i cech ukształtowania terenu, które zostały zarejestrowane przez orbitujące sondy kosmiczne. Na Marsie występują wielkoskalowe struktury powierzchni, które świadczą o różnych rodzajach procesów geologicznych, które działały na planecie. Należą do nich: dychotomia półkul planety[21], prowincje wulkaniczne Tharsis i Elysium[22], duże baseny uderzeniowe[23][24], tereny chaotyczne i kanały wypływowe[25][26], a także polarne czapy lodowe[27].

 
Viking Orbiter 1 – Valles Marineris.

W pobliżu równika na zachodniej półkuli leży ogromny system głębokich, połączonych ze sobą rowów tektonicznych i kanionów zwanych Valles Marineris. System kanionów rozciąga się na wschód od wyżyny Tharsis na długości ponad 4000 km, czyli przez blisko 1/4 obwodu planety. Umieszczone na Ziemi, Valles Marineris rozciągałyby się na szerokość Ameryki Północnej[28]. W niektórych miejscach kaniony mają do ok. 300 km szerokości i ok. 10 km głębokości[29][30][31][32]. Choć porównywane z Wielkim Kanionem Kolorado na Ziemi, Valles Marineris mają inne pochodzenie. Wielki Kanion jest w dużej mierze produktem erozji wodnej, Valles Marineris mają pochodzenie tektoniczne i są bardziej podobne do Wielkich Rowów Afrykańskich[33]. Powstały w wyniku działania silnych naprężeń w skorupie, prawdopodobnie z powodu obciążenia litosfery przez wulkaniczną wyżynę Tharsis[34].

Historia geologiczna

edytuj

Badania gęstości kraterów na powierzchni Marsa[35] pozwoliły wskazać trzy okresy w historii geologicznej planety, długością odpowiadające eonom w historii geologicznej Ziemi[36]. Okresy nazwano od obszarów powierzchni Marsa, które w znacznym stopniu ukształtowały się w danym okresie. Wskazany poniżej wiek bezwzględny i czas trwania ma jedynie charakter orientacyjny[37][38][39].

Okres noachijskiOkres hesperyjskiOkres amazoński
Miliony lat


W 2006 r. na podstawie danych ze spektrometru światła widzialnego i podczerwieni OMEGA, znajdującego się na pokładzie sondy Mars Express, zaproponowana została alternatywna skala czasu geologicznego Marsa. Jest ona oparta na dominującym charakterze zmian zachodzących w składzie mineralnym skał w danym okresie, co wynika ze zmian warunków atmosferycznych w przeszłości. Naukowcy zaproponowali podzielenie historii Marsa na trzy okresy: Phyllocian, Theiikian i Siderikan, charakteryzujące się powstawaniem odpowiednio: krzemianów warstwowych, siarczanów i tlenków żelaza[40].

Cechy albedo

edytuj
 
Obraz powierzchni Marsa z Teleskopu Kosmicznego Hubble’a

Przy obserwacjach z Ziemi topografia Marsa nie jest widoczna, widoczne są natomiast jasne i ciemne obszary jego powierzchni – cechy albedo. Jasne, czerwono-ochrowe obszary to miejsca, gdzie drobny pył pokrywa powierzchnię (oprócz stref podbiegunowych i chmur). Jasne obszary to między innymi Hellas Planitia, wyżyna Tharsis i Arabia Terra. Ciemnoszare tereny to obszary, z których wiatr usunął pył, pozostawiając widoczną warstwę ciemnego, kamienistego materiału. Ciemne tereny są najczęstsze w szerokim pasie od równika do 40° szerokości geograficznej południowej, jednak najbardziej widoczny ciemny obszar, Syrtis Major Planum, znajduje się na półkuli północnej[41]. Klasyczna cecha albedo, „Mare Acidalium” (obecnie Acidalia Planitia), jest innym wyraźnym ciemnym obszarem na półkuli północnej. Występuje także trzeci typ obszaru, pośredni w kolorze i albedo; jest on uważany za reprezentujący regiony zawierające zmieszany materiał z obszarów jasnych i ciemnych[42].

Kratery uderzeniowe

edytuj
 
Krater uderzeniowy Yuty z pokrywą wyrzutową, której morfologia wskazuje na upłynnienie materii – zdjęcie sondy Viking Orbiter

Kratery uderzeniowe zostały po raz pierwszy zidentyfikowane na Marsie przez sondę Mariner 4 w 1965 roku[43]. Wczesne obserwacje wykazały, że kratery marsjańskie są ogólnie płytsze i bardziej wygładzone niż kratery księżycowe, co wskazuje na to, że erozja i osadzanie materiału zachodziło na nim intensywniej niż na Księżycu[44].

W innych aspektach kratery marsjańskie przypominają kratery księżycowe. Jedne i drugie są skutkami uderzeń w powierzchnię z dużą prędkością i mają taką samą korelację morfologii ze średnicą. Kratery marsjańskie poniżej około 7 km średnicy są proste; mają kształt miski z ostrymi krawędziami i ich stosunek głębokości do średnicy to około 1/5[45]. Kratery o średnicy od 5 do 8 km zmieniają typ morfologiczny z prostego na bardziej złożony. Złożone kratery mają wzniesienie centralne (lub kompleks wzniesień), stosunkowo płaskie dno i tarasy lub osuwiska na ścianach wewnętrznych. Złożone kratery są płytsze w stosunku do ich średnicy; stosunek głębokości do średnicy zmienia się od 1/5 dla najmniejszego krateru o charakterystyce przejściowej (~7 km) do około 1/30 dla krateru o średnicy 100 km. Kolejne przejście następuje przy średnicy około 130 km, kiedy zamiast wzniesienia centralnego tworzą się koncentryczne pierścienie wzgórz, tworząc kratery wielopierścieniowe[46].

Mars ma największą różnorodność typów kraterów uderzeniowych spośród planet Układu Słonecznego[47]. Skatalogowanych zostało ponad 42 tysiące kraterów uderzeniowych o średnicy większej niż 5 km[48], a mniejszych kraterów jest prawdopodobnie znacznie więcej. Gęstość kraterów na Marsie jest większa na półkuli południowej niż na północnej. To tam znajduje się też większość dużych kraterów i basenów uderzeniowych[49][50].

Wulkanizm

edytuj

Struktury wulkaniczne obejmują znaczne części powierzchni Marsa. Najbardziej widoczne wulkany na Marsie występują w regionach Tharsis i Elysium[51]. Geolodzy uważają, że jednym z powodów, który sprawia, że na Marsie mogą "urosnąć" aż duże wulkany, jest mała ilość podziałów litosfery na ruchome płyty tektoniczne, co odróżnia go od dynamicznej i aktywnej Ziemi[52][53][54][55]. Lawa ze stacjonarnej plamy gorąca może gromadzić się w jednym miejscu na powierzchni przez wiele setek milionów lat[56].

17 października 2012 r. łazik Curiosity pracujący na Marsie wykonał pierwszą analizę dyfrakcji promieni rentgenowskich na próbce gruntu marsjańskiego z miejsca zwanego „Rocknest”. Wyniki uzyskane w analizatorze CheMin łazika wykazały obecność kilku minerałów, w tym skaleni, piroksenów i oliwinów, i sugerują, że regolit Marsa w próbce był podobny do gleb wulkanicznych powstałych ze zwietrzałych bazaltów, spotykanych m.in. na wulkanach Hawajów[57]. W lipcu 2015 r. ten sam łazik zidentyfikował trydymit w próbce skał z krateru Gale, co skłoniło naukowców do przekonania, że wulkanizm krzemianowy mógł odgrywać znacznie większą rolę w historii wulkanicznej planety, niż przypuszczano wcześniej[58].

Wody gruntowe

edytuj

Jedna grupa badaczy postawiła tezę, że niektóre warstwy skalne na Marsie powstały w wyniku wznoszenia się do powierzchni wód podziemnych, szczególnie w kraterach. Zgodnie z tą hipotezą wody gruntowe z rozpuszczonymi minerałami dotarły do powierzchni we wnętrzu i w otoczeniu kraterów, gdzie osadziły minerały (zwłaszcza siarczany) i pomogły scementować osady. Ta hipoteza jest poparta modelem wód podziemnych i odkryciami siarczanów na dużych obszarach[59][60]. Badania powierzchniowe z wykorzystaniem łazika Opportunity pozwoliły odkryć, że poziom wód gruntowych wielokrotnie wzrastał, prowadząc do osadzania siarczanów[61][62][63][64]. Późniejsze obserwacje instrumentów sondy Mars Reconnaissance Orbiter wykazały, że te same rodzaje materiałów występują na dużym obszarze obejmującym Arabia Terra[65].

Szczególne zjawiska i obiekty geologiczne

edytuj

Lawiny

edytuj
  •  
    Obraz z 19 lutego 2008 roku, lawina na Marsie uchwycona przez kamerę Mars Reconnaissance Orbiter
  •  
    Zdjęcie ze skalą pokazuje wielkość lawiny
  •  
    Chmury pyłu unoszą się ponad 700-metrowym urwiskiem

19 lutego 2008 r. obrazy uzyskane przez kamerę HiRISE na Mars Reconnaissance Orbiter ukazały spektakularną lawinę, w której drobnoziarnisty lód, pył i duże bloki skalne spadły z 700-metrowego urwiska. Dowodem zejścia lawiny były obserwowane chmury pyłu, które wznosiły się po urwisku[66]. Takie zjawiska geologiczne mogą być przyczyną powstawania form obserwowanych na nachylonych zboczach, znanych jako smugi stokowe[67][68][69][70].

Potencjalne jaskinie

edytuj

Naukowcy NASA badający obrazy z sondy 2001 Mars Odyssey zauważyli zagłębienia, które mogą być siedmioma jaskiniami na zboczach wulkanu Arsia Mons na Marsie. Otwory mierzą od 100 do 252 metrów szerokości, a ich głębokość jest oceniana na co najmniej 73–96 metrów[71][72][73].

  •  
    Otwory jaskiń na Marsie zostały nieoficjalnie nazwane (A) Dena (B) Chloe (C) Wendy (D) Annie (E) Abby i Nikki oraz (F) Jeanne
  •  
    Jaskinia na Marsie („Jeanne”) widziana przez Mars Reconnaissance Orbiter
  •  
    Zbliżenie jaskini „Jeanne” ukazujące popołudniowe oświetlenie wschodniej ściany otworu

Te jaskinie lawowe mogą być jedynymi naturalnymi tworami na powierzchni Marsa, które zapewniają ochronę przed mikrometeorytami, promieniowaniem ultrafioletowym ze Słońca i cząstkami o wysokiej energii, które uderzają w powierzchnię planety. W przyszłości ludzcy odkrywcy na Marsie mogliby korzystać z jaskiń jako naturalnych schronów[74].

Inwersja rzeźby

edytuj

Niektóre obszary Marsa wykazują inwersję topograficzną, co oznacza, że tereny, które były dawniej niżej położone, jak dno strumienia, znajdują się obecnie powyżej otaczającej powierzchni. Uważa się, że materiały takie jak duże bloki skalne zostały osadzone w obszarach nisko położonych, a później erozja eoliczna usunęła większość warstw powierzchniowych, pozostawiając bardziej odporne osady. Innymi materiałami, które mogą podlegać odwróceniu rzeźby, są strumienie lawy lub skały ziarniste, które zostały scementowane przez minerały rozpuszczone w wodzie. Na Ziemi materiały utwardzone krzemionką są wysoce odporne na wszelkiego rodzaju erozję; przykłady odwróconych kanałów na Ziemi znajdują się w formacji Cedar Mountain w stanie Utah. Odwrócona rzeźba terenu zachowująca kształt strumieni jest jednym z dowodów na to, że w przeszłości woda płynęła na powierzchni Marsa[75], co oznacza, że klimat planety musiał ulec znaczącej zmianie i dawniej był bardziej wilgotny[76].

W artykule opublikowanym w styczniu 2010 r. grupa naukowców poparła ideę poszukiwania życia w kraterze Miyamoto z uwagi na występowanie odwróconych kanałów i minerałów, które wskazywały na obecność wody[77].

  •  
    Inwersja rzeźby: strumień z wieloma odnogami w obszarze Syrtis Major
  •  
    Odwrócone kanały strumieniowe w kraterze Antoniadi (Syrtis Major), zdjęcie HiRISE
  •  
    Inwersja rzeźby w kraterze Miyamoto (obszar Margaritifer Sinus); pasek skali ma długość 500 metrów
  •  
    Odwrócone strumienie w pobliżu Juventae Chasma (zdjęcie Mars Global Surveyor): strumienie zaczynają się na szczycie grzbietu, a następnie łączą się

Przypisy

edytuj
  1. ↑ a b Joshua A. Krisch. Brand New Look at the Face of Mars. „The New York Times”, 2014-07-23. ISSN 0362-4331. [dostęp 2017-04-02]. 
  2. ↑ Greeley, Ronald: Planetary landscapes. Wyd. 2. New York: Chapman & Hall, 1993. ISBN 0-412-05181-8.
  3. ↑ World Wide Words: Areologist. World Wide Words. [dostęp 2017-04-02]. (ang.).
  4. ↑ Ralf Jaumann: Areology. W: Encyclopedia of Astrobiology. Muriel Gargaud, Ricardo Amils, José Cernicharo Quintanilla, Henderson James (Jim) Cleaves II, William M. Irvine, Daniele L. Pinti, Michel Viso (redaktorzy). 2011, s. 52. ISBN 978-3-642-11271-3.
  5. ↑ Rotating Globe of Mars Geology. USGS 2014-07-14. [dostęp 2017-04-02].
  6. ↑ Francis Nimmo, Ken Tanaka. EARLY CRUSTAL EVOLUTION OF MARS. „Annual Review of Earth and Planetary Sciences”. 33, s. 133–161, 2004-11-29. DOI: 10.1146/annurev.earth.33.092203.122637. [dostęp 2017-07-01]. (ang.). 
  7. ↑ Why Is Mars Red?. Space.com. [dostęp 2017-07-01].
  8. ↑ Jean-Pierre Bibring i inni, Global Mineralogical and Aqueous Mars History Derived from OMEGA/Mars Express Data, „Science”, 312 (5772), 2006, s. 400–404, DOI: 10.1126/science.1122659, ISSN 0036-8075, PMID: 16627738 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  9. ↑ Kieffer, H.H.; Jakosky, B.M.; Snyder, C.W: Mars. University of Arizona Press, 1992. ISBN 978-0-8165-1257-7.
  10. ↑ Press, F.; Siever, R. (1978). Earth, 2nd ed.; W.H. Freeman: San Francisco, p. 343.
  11. ↑ B. C. Clark, A. J. Castro, C. D. Rowe, A. K. Baird, P. H. Evans. Inorganic analyses of Martian surface samples at the Viking landing sites. „Science”. 194, s. 1283–1288, 1976-12-01. DOI: 10.1126/science.194.4271.1283. ISSN 0036-8075. [dostęp 2017-04-02]. 
  12. ↑ Foley, C.N. et al. (2008). Martian Surface Chemistry: APXS Results from the Pathfinder Landing Site, in The Martian Surface: Composition, Mineralogy, and Physical Properties, J.F. Bell III, Ed. Cambridge University Press: Cambridge, UK, s. 42–43, Table 3.1.
  13. ↑ accessory mineral, [w:] Encyclopædia Britannica [dostęp 2017-04-02] (ang.).
  14. ↑ Klein, H.P: The Search for Extant Life on Mars. University of Arizona Press, 1992, s. 1227. ISBN 978-0-8165-1257-7.
  15. ↑ Vladimir A. Krasnopolsky, Jean Pierre Maillard, Tobias C. Owen. Detection of methane in the martian atmosphere: evidence for life?. „Icarus”. 172 (2), s. 537–547, 2004-12-01. DOI: 10.1016/j.icarus.2004.07.004. [dostęp 2017-07-01]. 
  16. ↑ Vittorio Formisano, Sushil Atreya, Thérèse Encrenaz, Nikolai Ignatiev, Marco Giuranna. Detection of Methane in the Atmosphere of Mars. „Science”. 306 (5702), s. 1758–1761, 2004-12-03. DOI: 10.1126/science.1101732. ISSN 0036-8075. PMID: 15514118. [dostęp 2017-07-01]. (ang.). 
  17. ↑ NASA Rover Finds Active and Ancient Organic Chemistry on Mars. NASA/JPL. [dostęp 2017-04-02].
  18. ↑ Kenneth Chang, ‘A Great Moment’: Rover Finds Methane, a Clue That Mars May Harbor Life, „The New York Times”, 16 grudnia 2014, ISSN 0362-4331 [dostęp 2017-04-02].
  19. ↑ Halliday, A.N. et al. (2001). The Accretion, Composition and Early Differentiation of Mars. W: Chronology and Evolution of Mars, Kallenbach, R. et al. Eds., Space Science Reviews, 96: s. 197–230.
  20. ↑ Bruckner, J. et al. (2008) Mars Exploration Rovers: Chemical Composition by the APX, w: The Martian Surface: Composition, Mineralogy, and Physical Properties, J.F. Bell III, Ed.; Cambridge University Press: Cambridge, UK, p. 58 for example.
  21. ↑ Thomas R. Watters, Patrick J. McGovern, Rossman P. Irwin III, Hemispheres Apart: The Crustal Dichotomy on Mars, 30 kwietnia 2007, DOI: 10.1146/annurev.earth.35.031306.140220 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  22. ↑ Sean C. Solomon, James W. Head, Evolution of the Tharsis Province of Mars: The importance of heterogeneous lithospheric thickness and volcanic construction, „Journal of Geophysical Research: Solid Earth”, 87 (B12), 1982, s. 9755–9774, DOI: 10.1029/JB087iB12p09755, ISSN 2156-2202 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  23. ↑ The Geology of the Terrestrial Planets [online], www.lpi.usra.edu [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  24. ↑ Aral I. Okay, A.M. Celal Şengör, Evidence for intracontinental thrust-related exhumation of the ultra-high-pressure rocks in China, „Geology”, 20 (5), 1992, s. 411–414, DOI: 10.1130/0091-7613(1992)020<0411:EFITRE>2.3.CO;2, ISSN 0091-7613 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  25. ↑ Giovanni Leone, A network of lava tubes as the origin of Labyrinthus Noctis and Valles Marineris on Mars, „Journal of Volcanology and Geothermal Research”, 277, 2014, s. 1–8, DOI: 10.1016/j.jvolgeores.2014.01.011 [dostęp 2017-07-01].
  26. ↑ Victor R. Baker, Water and the martian landscape, „Nature”, 412 (6843), 2001, s. 228–236, DOI: 10.1038/35084172, ISSN 0028-0836 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  27. ↑ William Sheehan: The Planet Mars: A History of Observation and Discovery. University of Arizona Press., 1996. [dostęp 2017-07-01].
  28. ↑ Kargel, J.S. (2004) Mars: A Warmer Wetter Planet; Springer-Praxis: London, p. 52.
  29. ↑ Ron Miller, Mars, Twenty-First Century Books, 1 sierpnia 2003, ISBN 978-0-8225-6364-8 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  30. ↑ Mars-Valles Marineris View 2 [online], Foss Planetary Science [dostęp 2017-07-01].
  31. ↑ Oblique View of Valles Marineris [online], JPL/NASA [dostęp 2017-07-01].
  32. ↑ Gary L. Prost, Remote Sensing for Geoscientists: Image Analysis and Integration, Third Edition, CRC Press, 13 grudnia 2013, ISBN 978-1-4665-6175-5 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  33. ↑ Carr 2006 ↓, s. 95.
  34. ↑ W. Hartmann, A Traveler’s Guide to Mars: The Mysterious Landscapes of the Red Planet, Nowy Jork: Workman Publishing, 2003, s. 316, ISBN 978-0-7611-2606-5.
  35. ↑ Tanaka, K.L. The Stratigraphy of Mars. „J. Geophys. Res.”. B13. 91, s. E139–E158, 1986. ; Seventeenth Lunar and Planetary Science Conference Part 1.
  36. ↑ Determining the age of surfaces on Mars [online], 19 lutego 2007 [dostęp 2017-04-02] [zarchiwizowane z adresu 2007-02-19].
  37. ↑ Elizabeth R. Fuller, James W. Head, Amazonis Planitia: The role of geologically recent volcanism and sedimentation in the formation of the smoothest plains on Mars, „Journal of Geophysical Research: Planets”, 107 (E10), 2002, s. 5081, DOI: 10.1029/2002JE001842, ISSN 2156-2202 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  38. ↑ Francesco Salese i inni, Hydrological and sedimentary analyses of well-preserved paleofluvial-paleolacustrine systems at Moa Valles, Mars, „Journal of Geophysical Research: Planets”, 121 (2), 2016, 2015JE004891, DOI: 10.1002/2015JE004891, ISSN 2169-9100 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  39. ↑ Michael H. Carr, James W. Head, Geologic history of Mars, „Earth and Planetary Science Letters”, 294 (3), Mars Express after 6 Years in Orbit: Mars Geology from Three-Dimensional Mapping by the High Resolution Stereo Camera (HRSC) Experiment, 2010, s. 185–203, DOI: 10.1016/j.epsl.2009.06.042 [dostęp 2017-07-01].
  40. ↑ Christopher Williams: Probe reveals three ages of Mars. 2006-04-21. [dostęp 2017-04-02].
  41. ↑ Carr 2006 ↓, s. 1.
  42. ↑ Raymond E. Arvidson i inni, Nature and distribution of surficial deposits in Chryse Planitia and vicinity, Mars, „Journal of Geophysical Research: Solid Earth”, 94 (B2), 1989, s. 1573–1587, DOI: 10.1029/JB094iB02p01573, ISSN 2156-2202 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  43. ↑ Robert B. Leighton, Bruce C. Murray, Robert P. Sharp, J. Denton Allen, Richard K. Sloan. Mariner IV Photography of Mars: Initial Results. „Science”. 149 (3684), s. 627–630, 1985-08-06. DOI: 10.1126/science.149.3684.627. ISSN 0036-8075. PMID: 17747569. [dostęp 2017-04-02]. (ang.). 
  44. ↑ R.B. Leighton i inni, Mariner 6 and 7 Television Pictures: Preliminary Analysis, „Science”, 166 (3901), 1969, s. 49–67, DOI: 10.1126/science.166.3901.49, ISSN 0036-8075, PMID: 17769751 [dostęp 2017-04-02] (ang.).
  45. ↑ Richard J. Pike. Formation of complex impact craters: Evidence from Mars and other planets. „Icarus”. 43 (1), s. 1–19, 1980. DOI: 10.1016/0019-1035(80)90083-4. (ang.). 
  46. ↑ Carr 2006 ↓, s. 24–27.
  47. ↑ Strom, R.G.; Croft, S.K.; Barlow, N.G. (1992). „The Martian Impact Cratering Record”. In Kieffer, H.H.; Jakosky, B.M.; Snyder, C.W.; et al. Mars. Tucson: University of Arizona Press. s. 384–385.
  48. ↑ Nadine G. Barlow, Crater size-frequency distributions and a revised Martian relative chronology, „Icarus”, 75 (2), 1988, s. 285–305, DOI: 10.1016/0019-1035(88)90006-1 [dostęp 2017-04-02] (ang.).
  49. ↑ Mars Module 9 [online], geology.isu.edu [dostęp 2017-07-01] [zarchiwizowane z adresu 2018-02-01].
  50. ↑ Mars Impacts vs. Earth Impacts What’s the Difference? [online], Oberlin College Geology Department [dostęp 2017-07-01].
  51. ↑ Haraldur Sigurdsson i inni, Encyclopedia of Volcanoes, Academic Press, 23 października 1999, ISBN 978-0-08-054798-5 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  52. ↑ Does Mars have tectonic plates? | Space Facts – Astronomy, the Solar System & Outer Space | All About Space Magazine [online] [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  53. ↑ Plate Tectonics on Mars? | Science Mission Directorate [online], science.nasa.gov [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  54. ↑ Geologist claims to have found plate tectonics on Mars - physicsworld.com [online], physicsworld.com [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  55. ↑ Mars Surface Made of Shifting Plates Like Earth, Study Suggests, „Space.com” [dostęp 2017-07-01].
  56. ↑ Stuart Wolpert: UCLA scientist discovers plate tectonics on Mars. UCLA Newsroom, 2012-08-09. [dostęp 2017-04-02]. [zarchiwizowane z tego adresu (2017-06-29)]. (ang.).
  57. ↑ NASA - NASA Rover’s First Soil Studies Help Fingerprint Martian Minerals. NASA. [dostęp 2017-04-02]. (ang.).
  58. ↑ NASA Scientists Discover Unexpected Mineral on Mars. NASA/JPL. [dostęp 2017-04-02].
  59. ↑ Jeffrey C. Andrews-Hanna, Roger J. Phillips, Maria T. Zuber. Meridiani Planum and the global hydrology of Mars. „Nature”. 446 (7132), s. 163–166, 2007-03-08. DOI: 10.1038/nature05594. ISSN 0028-0836. [dostęp 2017-04-02]. (ang.). 
  60. ↑ Jeffrey C. Andrews-Hanna, Maria T. Zuber, Raymond E. Arvidson, Sandra M. Wiseman. Early Mars hydrology: Meridiani playa deposits and the sedimentary record of Arabia Terra. „Journal of Geophysical Research: Planets”. 115 (E6), s. E06002, 2010-06-01. DOI: 10.1029/2009JE003485. ISSN 2156-2202. (ang.). 
  61. ↑ Mars Exploration Rover Mission: Press Releases. NASA. [dostęp 2017-04-02].
  62. ↑ J.P. Grotzinger i inni, Stratigraphy and sedimentology of a dry to wet eolian depositional system, Burns formation, Meridiani Planum, Mars, „Earth and Planetary Science Letters”, 240 (1), Sedimentary Geology at Meridiani Planum, Mars, 2005, s. 11–72, DOI: 10.1016/j.epsl.2005.09.039 [dostęp 2017-04-02].
  63. ↑ S.M. McLennan i inni, Provenance and diagenesis of the evaporite-bearing Burns formation, Meridiani Planum, Mars, „Earth and Planetary Science Letters”, 240 (1), Sedimentary Geology at Meridiani Planum, Mars, 2005, s. 95–121, DOI: 10.1016/j.epsl.2005.09.041 [dostęp 2017-04-02].
  64. ↑ Steven W. Squyres, Andrew H. Knoll, Sedimentary rocks at Meridiani Planum: Origin, diagenesis, and implications for life on Mars, „Earth and Planetary Science Letters”, 240 (1), Sedimentary Geology at Meridiani Planum, Mars, 2005, s. 1–10, DOI: 10.1016/j.epsl.2005.09.038 [dostęp 2017-04-02].
  65. ↑ M. Wiseman i inni, Distribution of hydrated sulfates across Arabia Terra using CRISM data: implications for Martian hydrology [online], 42nd Lunar and Planetary Science Conference (2011).
  66. ↑ Avalanches on Mars. NASA Science, 2008-03-03. [dostęp 2017-04-03].
  67. ↑ Frank C. Chuang i inni, HiRISE observations of slope streaks on Mars, „Geophysical Research Letters”, 34 (20), 2007, L20204, DOI: 10.1029/2007GL031111, ISSN 1944-8007 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  68. ↑ Kaylan J. Burleigh i inni, Impact airblast triggers dust avalanches on Mars, „Icarus”, 217 (1), 2012, s. 194–201, DOI: 10.1016/j.icarus.2011.10.026 [dostęp 2017-07-01].
  69. ↑ Meteorite shockwaves trigger dust avalanches on Mars [online] [dostęp 2017-07-01].
  70. ↑ Tony Greicius, Slope Streaks or RSL?, „NASA”, 19 grudnia 2016 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  71. ↑ 2001 Mars Odyssey: Press Releases [online], mars.jpl.nasa.gov [dostęp 2017-07-01].
  72. ↑ NASA - NASA Orbiter Finds Possible Cave Skylights on Mars [online], www.nasa.gov [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  73. ↑ Mars Orbiter Back at Full Strength, „Space.com” [dostęp 2017-07-01].
  74. ↑ Mars Caves Might Protect Microbes (or Astronauts). Space.com. [dostęp 2017-04-02].
  75. ↑ HiRISE | Inverted Channels North of Juventae Chasma (PSP_006770_1760). hirise.lpl.arizona.edu. [dostęp 2017-04-02]. (ang.).
  76. ↑ J.M. Davis i inni, Extensive Noachian fluvial systems in Arabia Terra: Implications for early Martian climate, „Geology”, 44 (10), 2016, DOI: 10.1130/G38247.1, ISSN 0091-7613 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  77. ↑ Horton E. Newsom, Nina L. Lanza, Ann M. Ollila, Sandra M. Wiseman, Ted L. Roush. Inverted channel deposits on the floor of Miyamoto crater, Mars. „Icarus”. 205 (1), s. 64–72, 2010-01-01. DOI: 10.1016/j.icarus.2009.03.030. [dostęp 2017-04-02].  – MRO/HiRISE Studies of Mars.

Bibliografia

edytuj
  • Michael Carr: The surface of Mars. Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2006. ISBN 0-521-87201-4.

Linki zewnętrzne

edytuj
Źródło: „https://pl.wiki.x.io/w/index.php?title=Geologia_Marsa&oldid=72328303”