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Cuadrángulo de Arcadia

Imagen del cuadrángulo Arcadia (MC-3). La parte sur contiene el gran volcán en escudo Alba Patera y la provincia Tempe Terra , con muchas fallas , que incluye muchos volcanes pequeños.
Ubicación del cuadrángulo de Arcadia. El cuadrángulo de Arcadia se encuentra en la parte central norte del hemisferio noroccidental de Marte, en la parte norte de la provincia volcánica de Tharsis.

El cuadrángulo Arcadia es uno de una serie de 30 mapas cuadrangulares de Marte utilizados por el Programa de Investigación Astrogeológica del Servicio Geológico de los Estados Unidos (USGS) . El cuadrángulo está ubicado en la porción norte-central del hemisferio occidental de Marte y cubre de 240° a 300° de longitud este (60° a 120° de longitud oeste) y de 30° a 65° de latitud norte. El cuadrángulo utiliza una proyección cónica conforme de Lambert a una escala nominal de 1:5.000.000 (1:5M). El cuadrángulo Arcadia también se conoce como MC-3 (Mars Chart-3). [1] El nombre proviene de una región montañosa en el sur de Grecia. Fue adoptado por la UAI en 1958. [2]

Los límites sur y norte del cuadrángulo de Arcadia tienen aproximadamente 3065 km y 1500 km de ancho, respectivamente. La distancia de norte a sur es de unos 2050 km (un poco menos que la longitud de Groenlandia). [3] El cuadrángulo cubre un área aproximada de 4,9 millones de km cuadrados, o un poco más del 3% de la superficie de Marte. [4] La región llamada Tempe Terra se encuentra en el cuadrángulo de Arcadia.

Varias características que se encuentran en este cuadrángulo son interesantes, especialmente los barrancos que se cree que fueron causados ​​por flujos relativamente recientes de agua líquida. Las vetas oscuras de laderas y las huellas de remolinos de polvo pueden tener un aspecto sorprendente.

Origen del nombre

Arcadia es el nombre de una formación de albedo telescópico ubicada a 45° de latitud norte (N) y 260° de longitud este (E) en Marte. La formación recibió el nombre de una región montañosa en el sur de Grecia. [5] El nombre fue aprobado por la Unión Astronómica Internacional (UAI) en 1958. [6]

Fisiografía y geología

El cuadrángulo contiene Alba Patera , el volcán más grande (por área y volumen) del Sistema Solar , Mareotis Fossae y Tempe, así como Tempe Terra , un bloque altamente fracturado de corteza antigua del tamaño de Alaska.

Fosas

Las grandes depresiones (depresiones largas y estrechas) se denominan fosas en el lenguaje geográfico utilizado para Marte. Este término se deriva de un sustantivo de la primera declinación latina; por lo tanto, fossa es singular y fossae es plural. [7] Estas depresiones se forman cuando la corteza se estira hasta que se rompe. El estiramiento puede deberse al gran peso de un volcán cercano. Las fosas/cráteres de pozo son comunes cerca de los volcanes en el sistema de volcanes Tharsis y Elysium. [8] Una depresion a menudo tiene dos rupturas con una sección media que se mueve hacia abajo, dejando acantilados empinados a lo largo de los lados; una depresion de este tipo se llama graben. [9] El lago George , en el norte del estado de Nueva York , es un lago que se encuentra en un graben. Los cráteres de pozo a menudo se asocian con graben. Los cráteres de pozo no tienen bordes ni eyecciones a su alrededor, como los cráteres de impacto. Los estudios han descubierto que en Marte una falla puede tener una profundidad de hasta 5 km, es decir, la ruptura en la roca llega hasta los 5 km. Además, la grieta o falla a veces se ensancha o se dilata. Este ensanchamiento hace que se forme un vacío con un volumen relativamente alto. Cuando el material de la superficie se desliza hacia el vacío, se forma un cráter de pozo o una cadena de cráteres de pozo. En Marte, los cráteres de pozo individuales pueden unirse para formar cadenas o incluso para formar canales que a veces son festoneados. [10] Se han sugerido otras ideas para la formación de fosas y cráteres de pozo. Hay evidencia de que están asociados con diques de magma. El magma podría moverse a lo largo, debajo de la superficie, rompiendo la roca y, lo que es más importante, derritiendo el hielo. La acción resultante causaría la formación de una grieta en la superficie. Los cráteres de pozo no son comunes en la Tierra. Los sumideros , donde el suelo cae en un agujero (a veces en medio de una ciudad) se parecen a los cráteres de pozo en Marte. En la Tierra, estos agujeros son causados ​​por la disolución de la piedra caliza , lo que causa un vacío. [10] [11] [12]

El conocimiento de la ubicación y los mecanismos de formación de los cráteres y fosas es importante para la futura colonización de Marte, ya que pueden ser depósitos de agua. [13] En el cuadrángulo de Arcadia se encuentran numerosos fosos. Las imágenes que aparecen a continuación muestran ejemplos de fosos en Arcadia.

Huellas de remolinos de polvo

Muchas áreas de Marte, incluido el cuadrángulo Arcadia, experimentan el paso de remolinos de polvo gigantes . Una fina capa de polvo fino y brillante cubre la mayor parte de la superficie marciana. Cuando pasa un remolino de polvo, arrastra la capa y expone la superficie oscura subyacente. Se han visto remolinos de polvo desde el suelo y desde la órbita. Han soplado polvo de los paneles solares de los dos Rovers en Marte, extendiendo así enormemente su vida. [14] Los Rovers gemelos fueron diseñados para durar tres meses, en cambio duraron más de seis años. El primer rover, Spirit , fue escuchado por última vez en marzo de 2010. Opportunity continuó explorando Marte durante más de 14 años y su misión finalizó en agosto de 2018. Se mostró que el patrón de las pistas cambia cada pocos meses. [15] La imagen a continuación de HiRISE muestra algunas pistas de remolinos de polvo en forma de X, y se puede hacer clic para obtener una vista más grande para ver las pistas con claridad.

Vetas oscuras en la pendiente

Muchos lugares de Marte muestran rayas oscuras en pendientes pronunciadas como las paredes de un cráter. Parece que las rayas más jóvenes son oscuras; luego se vuelven más claras con la edad. A menudo comienzan como un punto pequeño y estrecho que luego se ensancha y se extiende cuesta abajo durante cientos de metros. Se ha visto que viajan alrededor de obstáculos, como rocas. [16] Se han propuesto varias ideas para explicar las rayas. Algunas involucran agua o incluso el crecimiento de organismos. [17] [18] [19] [20] Se acepta más generalmente que representan avalanchas de polvo. Las rayas aparecen en áreas cubiertas de polvo. Cuando se elimina una capa delgada de polvo, la superficie subyacente es oscura. Gran parte de la superficie marciana está cubierta de polvo. El polvo fino se deposita fuera de la atmósfera cubriéndolo todo. Se sabe mucho sobre este polvo porque los paneles solares de los exploradores de Marte se cubren de polvo, lo que reduce la energía eléctrica. La energía de los exploradores se ha restablecido muchas veces por el viento, en forma de remolinos de polvo, limpiando los paneles y aumentando la energía. [21] Las tormentas de polvo son frecuentes, especialmente cuando comienza la temporada de primavera en el hemisferio sur. En ese momento, Marte está un 40% más cerca del Sol. La órbita de Marte es mucho más elíptica que la de la Tierra. La diferencia entre el punto más alejado del Sol y el punto más cercano al Sol es muy grande para Marte, pero solo una pequeña cantidad para la Tierra. Además, cada pocos años, todo el planeta se ve envuelto en una tormenta de polvo global. Cuando llegó la nave Mariner 9 de la NASA , no se podía ver nada a través de la tormenta de polvo. [22] [23] [ página necesaria ] También se han observado otras tormentas de polvo globales desde entonces.

Una investigación publicada en enero de 2012 en Icarus descubrió que las rayas oscuras se originaron por ráfagas de aire de meteoritos que viajaban a velocidades supersónicas. El equipo de científicos estaba dirigido por Kaylan Burleigh, estudiante de la Universidad de Arizona. Después de contar unas 65.000 rayas oscuras alrededor del lugar de impacto de un grupo de 5 nuevos cráteres, emergieron patrones. El número de rayas era mayor cerca del lugar del impacto. Por lo tanto, es probable que el impacto haya causado las rayas. Además, la distribución de las rayas formó un patrón con dos alas que se extendían desde el lugar del impacto. Las alas curvas se parecían a cimitarras, cuchillos curvos. Este patrón sugiere que una interacción de las ráfagas de aire del grupo de meteoritos sacudió el polvo lo suficiente como para iniciar avalanchas de polvo que formaron las numerosas rayas oscuras. Al principio se pensó que el temblor del suelo por el impacto causó las avalanchas de polvo, pero si ese fue el caso, las rayas oscuras se habrían dispuesto simétricamente alrededor de los impactos, en lugar de estar concentradas en formas curvas. [24] [25] Se pueden ver rayas oscuras en la imagen de abajo del Tractus Catena que fue tomada por HiRISE .

Barrancos marcianos

El cuadrángulo de Arcadia es el lugar donde se encuentran los barrancos que pueden deberse a flujos de agua recientes. Los barrancos se encuentran en pendientes pronunciadas, especialmente en las paredes de los cráteres. Se cree que los barrancos son relativamente jóvenes porque tienen pocos cráteres, si es que tienen alguno. Además, se encuentran sobre dunas de arena que se consideran bastante jóvenes. Por lo general, cada barranco tiene una alcoba, un canal y una plataforma. Algunos estudios han descubierto que los barrancos se encuentran en pendientes que miran a todas las direcciones, [26] otros han descubierto que la mayor cantidad de barrancos se encuentran en pendientes orientadas hacia los polos, especialmente entre 30 y 44 S. [27]

Aunque se han propuesto muchas ideas para explicarlos, [28] las más populares involucran agua líquida proveniente de un acuífero , del derretimiento en la base de antiguos glaciares , o del derretimiento del hielo en el suelo cuando el clima era más cálido. [29] [30] Debido a que el agua líquida puede haber estado involucrada en su formación, y que podrían ser muy jóvenes, algunos científicos miran los barrancos para buscar señales de vida pasada.

Hay evidencia para las tres teorías. La mayoría de las cabezas de alcoba de barranco se encuentran al mismo nivel, tal como se esperaría de un acuífero. Varias mediciones y cálculos muestran que podría existir agua líquida en acuíferos a las profundidades habituales donde comienzan los barrancos. [29] Una variación de este modelo es que el magma caliente ascendente podría haber derretido el hielo en el suelo y causado que el agua fluyera en los acuíferos. Los acuíferos son capas que permiten que el agua fluya. Pueden estar compuestos de arenisca porosa. La capa del acuífero estaría encaramada sobre otra capa que evita que el agua baje (en términos geológicos se llamaría impermeable). Debido a que se evita que el agua en un acuífero baje, la única dirección en la que puede fluir el agua atrapada es horizontalmente. Finalmente, el agua podría fluir hacia la superficie cuando el acuífero alcance una ruptura, como la pared de un cráter. El flujo de agua resultante podría erosionar la pared y crear barrancos. [31] Los acuíferos son bastante comunes en la Tierra. Un buen ejemplo es “Weeping Rock” en el Parque Nacional Zion , Utah . [32]

En cuanto a la siguiente teoría, gran parte de la superficie de Marte está cubierta por un manto grueso y liso que se cree que es una mezcla de hielo y polvo. [33] [34] [35] Este manto rico en hielo, de unos pocos metros de espesor, alisa la tierra, pero en algunos lugares tiene una textura irregular, parecida a la superficie de una pelota de baloncesto. El manto puede ser como un glaciar y, en determinadas condiciones, el hielo que se mezcla en el manto podría derretirse y fluir por las laderas y formar barrancos. [36] [37] Debido a que hay pocos cráteres en este manto, el manto es relativamente joven. Una excelente vista de este manto se muestra a continuación en la imagen del borde del cráter Ptolemaeus, como lo vio HiRISE . [38] El manto rico en hielo puede ser el resultado de los cambios climáticos. [39] Los cambios en la órbita y la inclinación de Marte causan cambios significativos en la distribución del hielo de agua desde las regiones polares hasta latitudes equivalentes a Texas. Durante ciertos períodos climáticos, el vapor de agua abandona el hielo polar y entra en la atmósfera. El agua vuelve al suelo en latitudes más bajas en forma de depósitos de escarcha o nieve mezclados generosamente con polvo. La atmósfera de Marte contiene una gran cantidad de partículas finas de polvo. El vapor de agua se condensará sobre las partículas y luego caerá al suelo debido al peso adicional de la capa de agua. Cuando Marte está en su mayor inclinación u oblicuidad, hasta 2 cm de hielo podrían eliminarse de la capa de hielo de verano y depositarse en latitudes medias. Este movimiento de agua podría durar varios miles de años y crear una capa de nieve de hasta unos 10 metros de espesor. [40] [41] Cuando el hielo en la parte superior de la capa de manto regresa a la atmósfera, deja atrás polvo, que aísla el hielo restante. [42] Las mediciones de altitudes y pendientes de los barrancos respaldan la idea de que los mantos de nieve o los glaciares están asociados con los barrancos. Las pendientes más pronunciadas tienen más sombra, lo que preservaría la nieve. [27] Las elevaciones más altas tienen muchos menos barrancos porque el hielo tendería a sublimarse más en el aire enrarecido de la mayor altitud. [43]

La tercera teoría podría ser posible, ya que los cambios climáticos pueden ser suficientes para permitir que el hielo del suelo se derrita y forme así los barrancos. Durante un clima más cálido, los primeros metros de tierra podrían descongelarse y producir un "flujo de escombros" similar a los de la costa este de Groenlandia. [44] Dado que los barrancos se producen en pendientes pronunciadas, solo se necesita una pequeña disminución de la resistencia al corte de las partículas del suelo para que comience el flujo. Pequeñas cantidades de agua líquida del hielo derretido del suelo podrían ser suficientes. [45] [46] Los cálculos muestran que se puede producir un tercio de mm de escorrentía cada día durante 50 días de cada año marciano, incluso en las condiciones actuales. [47]

Manto dependiente de la latitud

Gran parte de la superficie de Marte está cubierta por un manto grueso y liso que se cree que es una mezcla de hielo y polvo. Este manto rico en hielo, de unos pocos metros de espesor, hace que la superficie parezca muy lisa. Debido a que hay pocos cráteres en este manto, el manto es relativamente joven.

Los cambios en la órbita y la inclinación de Marte provocan cambios significativos en la distribución del hielo de agua desde las regiones polares hasta latitudes equivalentes a Texas. Durante ciertos períodos climáticos, el vapor de agua sale del hielo polar y entra en la atmósfera. El agua regresa al suelo en latitudes más bajas en forma de depósitos de escarcha o nieve mezclados generosamente con polvo. La atmósfera de Marte contiene una gran cantidad de partículas finas de polvo. El vapor de agua se condensa sobre las partículas y luego caen al suelo debido al peso adicional de la capa de agua. Cuando el hielo en la parte superior de la capa de manto vuelve a la atmósfera, deja atrás polvo, que aísla el hielo restante. [48]

Características glaciales

Se cree que los glaciares , definidos vagamente como parches de hielo que fluye actualmente o recientemente, están presentes en áreas grandes pero restringidas de la superficie marciana moderna, y se infiere que en ocasiones estuvieron más ampliamente distribuidos en el pasado. [49] [23] [ página necesaria ] Las características convexas lobuladas en la superficie conocidas como características de flujo viscoso y delantales de escombros lobulados , que muestran las características del flujo no newtoniano , ahora se consideran casi unánimemente como verdaderos glaciares. [49] [50] [51] [52] [53] [54] [55] [56] [57]

Canales

En muchos lugares de Marte se observan canales de distintos tamaños. Muchos de estos canales probablemente transportaron agua durante un tiempo. Es posible que el clima de Marte fuera tal en el pasado que el agua corriera por su superficie. Se sabe desde hace tiempo que Marte sufre muchos cambios importantes en su inclinación u oblicuidad porque sus dos pequeñas lunas carecen de la gravedad necesaria para estabilizarlo, como la Luna estabiliza a la Tierra; en ocasiones, la inclinación de Marte ha sido incluso superior a 80 grados [58] [59]

Capas inclinadas

Se cree que las capas inclinadas a lo largo de las pendientes, especialmente a lo largo de las paredes del cráter, son los restos de un material que alguna vez estuvo muy extendido y que en su mayor parte ha sido erosionado. [60]

Redes de crestas lineales

En varios lugares de Marte se encuentran redes de crestas lineales dentro y alrededor de cráteres. [61] Estas características también se han denominado "redes de crestas poligonales", "crestas en forma de caja" y "crestas reticuladas". [62] Las crestas suelen aparecer como segmentos mayoritariamente rectos que se cruzan de forma reticular. Tienen cientos de metros de largo, decenas de metros de alto y varios metros de ancho. Se cree que los impactos crearon fracturas en la superficie, que luego actuaron como canales para fluidos. Los fluidos cementaron las estructuras. Con el paso del tiempo, el material circundante se erosionó, dejando atrás crestas duras. [63]

Crestas eólicas transversales (CTR)

Las dorsales eólicas transversales (TAR) son comunes en Marte en las zonas bajas. Por ello, pueden marcar la ubicación de los canales. Son como dunas de arena, pero de tonos claros. Las dunas de arena de Marte son muy oscuras. No estamos muy seguros de cómo se forman.

Capas

En muchos lugares de Marte se observan rocas dispuestas en capas. Las rocas pueden formar capas de diversas maneras. Los volcanes, el viento o el agua pueden producir capas. [64] En Sedimentary Geology of Mars se puede encontrar un análisis detallado de la estratificación con muchos ejemplos marcianos. [65]

Other features

Other Mars quadrangles

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(See also: Mars Rovers map and Mars Memorial map) (view • discuss)


See also

References

  1. ^ Davies, M.E.; Batson, R.M.; Wu, S.S.C. "Geodesy and Cartography" in Kieffer, H.H.; Jakosky, B.M.; Snyder, C.W.; Matthews, M.S., Eds. Mars. University of Arizona Press: Tucson, 1992.
  2. ^ "Planetary Names". planetarynames.wr.usgs.gov. Retrieved 2024-07-26.
  3. ^ "NASA WorldWind".
  4. ^ Approximated by integrating latitudinal strips with area of R^2 (L1-L2)(cos(A)dA) from 30° to 65° latitude; where R = 3889 km, A is latitude, and angles expressed in radians. See: https://stackoverflow.com/questions/1340223/calculating-area-enclosed-by-arbitrary-polygon-on-earths-surface.
  5. ^ Blunck, J. 1982. Mars and its Satellites. Exposition Press. Smithtown, N.Y.
  6. ^ USGS Gazetteer of Planetary Nomenclature. Mars. http://planetarynames.wr.usgs.gov/.
  7. ^ "Mars Art Gallery Martian Feature Name Nomenclature".
  8. ^ Skinner, J., L. Skinner, and J. Kargel. 2007. Re-assessment of Hydrovolcanism-based Resurfacing within the Galaxias Fossae Region of Mars. Lunar and Planetary Science XXXVIII (2007)
  9. ^ "HiRISE | Craters and Pit Crater Chains in Chryse Planitia (PSP_008641_2105)".
  10. ^ a b Wyrick, D., D. Ferrill, D. Sims, and S. Colton. 2003. Distribution, Morphology and Structural Associations of Martian Pit Crater Chains. Lunar and Planetary Science XXXIV (2003)
  11. ^ http://www.swri.edu/4org/d20/DEMPS/planetgeo/planetmars.html[permanent dead link]
  12. ^ "Mars Global Surveyor MOC2-620 Release".
  13. ^ Ferrill, D., D. Wyrick, A. Morris, D. Sims, and N. Franklin. 2004. Dilational fault slip and pit chain formation on Mars 14:10:4-12
  14. ^ "Mars Exploration Rover".
  15. ^ "Mars Exploration: Features". Archived from the original on 2011-10-28. Retrieved 2012-01-19.
  16. ^ http://www.space.com/image_of_day_080730.html[permanent dead link]
  17. ^ "Archived copy". Archived from the original on 2015-02-21. Retrieved 2011-03-28.{{cite web}}: CS1 maint: archived copy as title (link)
  18. ^ http://www.space.com/scienceastronomy/streaks_mars_streaks_030328.html[permanent dead link]
  19. ^ http://www.space.com/scienceastronomy/mars_[permanent dead link]
  20. ^ http://www.space.com/scienceastronomy/streaks_mars_021200.html [dead link]
  21. ^ "Mars Spirit Rover Gets Energy Boost From Cleaner Solar Panels". Science Daily. 2009-02-19. Retrieved 2017-06-01.
  22. ^ Moore, Patrick (1990-06-02). Atlas of the Solar System. ISBN 0-517-00192-6.
  23. ^ a b Hugh H. Kieffer (1992). Mars. University of Arizona Press. ISBN 978-0-8165-1257-7. Retrieved 7 March 2011.
  24. ^ Burleigh, Kaylan J.; Melosh, Henry J.; Tornabene, Livio L.; Ivanov, Boris; McEwen, Alfred S.; Daubar, Ingrid J. (2012). "Impact air blast triggers dust avalanches on Mars". Icarus. 217 (1): 194. Bibcode:2012Icar..217..194B. doi:10.1016/j.icarus.2011.10.026.
  25. ^ "Red Planet Report | What's new with Mars".
  26. ^ Edgett, K.; et al. (2003). "Polar-and middle-latitude martian gullies: A view from MGS MOC after 2 Mars years in the mapping orbit" (PDF). Lunar Planet. Sci. 34. Abstract 1038. Bibcode:2003LPI....34.1038E.
  27. ^ a b Dickson, J; Head, J; Kreslavsky, M (2007). "Martian gullies in the southern mid-latitudes of Mars: Evidence for climate-controlled formation of young fluvial features based upon local and global topography" (PDF). Icarus. 188 (2): 315–323. Bibcode:2007Icar..188..315D. doi:10.1016/j.icarus.2006.11.020. Archived from the original (PDF) on 2017-07-06. Retrieved 2012-03-13.
  28. ^ "PSRD: Gullied Slopes on Mars".
  29. ^ a b Heldmann, J (2004). "Observations of martian gullies and constraints on potential formation mechanisms". Icarus. 168 (2): 285–304. Bibcode:2004Icar..168..285H. doi:10.1016/j.icarus.2003.11.024.
  30. ^ Forget, F. et al. 2006. Planet Mars Story of Another World. Praxis Publishing. Chichester, UK.
  31. ^ "Mars Gullies Likely Formed by Underground Aquifers". Space.com. 12 November 2004.
  32. ^ Harris, A and E. Tuttle. 1990. Geology of National Parks. Kendall/Hunt Publishing Company. Dubuque, Iowa
  33. ^ Malin, Michael C.; Edgett, Kenneth S. (2001). "Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: Interplanetary cruise through primary mission". Journal of Geophysical Research. 106 (E10): 23429–23570. Bibcode:2001JGR...10623429M. doi:10.1029/2000JE001455. S2CID 129376333.
  34. ^ Mustard, JF; Cooper, CD; Rifkin, MK (2001). "Evidence for recent climate change on Mars from the identification of youthful near-surface ground ice" (PDF). Nature. 412 (6845): 411–4. Bibcode:2001Natur.412..411M. doi:10.1038/35086515. PMID 11473309. S2CID 4409161. Archived from the original (PDF) on 2016-06-10. Retrieved 2012-03-13.
  35. ^ Carr, Michael H. (2001). "Mars Global Surveyor observations of Martian fretted terrain". Journal of Geophysical Research. 106 (E10): 23571–23595. Bibcode:2001JGR...10623571C. doi:10.1029/2000JE001316.
  36. ^ NBC News
  37. ^ Head, J. W.; Marchant, D. R.; Kreslavsky, M. A. (2008). "From the Cover: Formation of gullies on Mars: Link to recent climate history and insolation microenvironments implicate surface water flow origin". Proceedings of the National Academy of Sciences. 105 (36): 13258–63. Bibcode:2008PNAS..10513258H. doi:10.1073/pnas.0803760105. PMC 2734344. PMID 18725636.
  38. ^ Christensen, PR (2003). "Formation of recent martian gullies through melting of extensive water-rich snow deposits". Nature. 422 (6927): 45–8. Bibcode:2003Natur.422...45C. doi:10.1038/nature01436. PMID 12594459. S2CID 4385806.
  39. ^ "Melting Snow Created Mars Gullies, Expert Says". Archived from the original on 2008-05-04. Retrieved 2012-03-13.
  40. ^ Jakosky, Bruce M.; Carr, Michael H. (1985). "Possible precipitation of ice at low latitudes of Mars during periods of high obliquity". Nature. 315 (6020): 559–561. Bibcode:1985Natur.315..559J. doi:10.1038/315559a0. S2CID 4312172.
  41. ^ Jakosky, Bruce M.; Henderson, Bradley G.; Mellon, Michael T. (1995). "Chaotic obliquity and the nature of the Martian climate". Journal of Geophysical Research. 100 (E1): 1579–1584. Bibcode:1995JGR...100.1579J. doi:10.1029/94JE02801.
  42. ^ MLA NASA/Jet Propulsion Laboratory (December 18, 2003). "Mars May Be Emerging From An Ice Age". ScienceDaily. Retrieved February 19, 2009.
  43. ^ Hecht, M (2002). "Metastability of liquid water on Mars" (PDF). Icarus. 156 (2): 373–386. Bibcode:2002Icar..156..373H. doi:10.1006/icar.2001.6794.[permanent dead link]
  44. ^ Peulvast, J.P. (1988). "Mouvements verticaux et genèse du bourrelet Est-groenlandais. dans la région de Scoresby Sund". Physio Géo (in French). 18: 87–105.
  45. ^ Costard, F.; et al. (2001). "Debris Flows on Mars: Analogy with Terrestrial Periglacial Environment and Climatic Implications" (PDF). Lunar and Planetary Science. XXXII: 1534. Bibcode:2001LPI....32.1534C.
  46. ^ http://www.spaceref.com:16090/news/viewpr.html?pid=7124[permanent dead link],
  47. ^ Clow, G (1987). "Generation of liquid water on Mars through the melting of a dusty snowpack". Icarus. 72 (1): 93–127. Bibcode:1987Icar...72...95C. doi:10.1016/0019-1035(87)90123-0.
  48. ^ MLA NASA/Jet Propulsion Laboratory (December 18, 2003). "Mars May Be Emerging From An Ice Age". ScienceDaily. Retrieved February 19, 2009.
  49. ^ a b "The Surface of Mars" Series: Cambridge Planetary Science (No. 6) ISBN 978-0-511-26688-1 Michael H. Carr, United States Geological Survey, Menlo Park
  50. ^ Milliken, R. E.; Mustard, J. F.; Goldsby, D. L. (2003). "Viscous flow features on the surface of Mars: Observations from high-resolution Mars Orbiter Camera (MOC) images". Journal of Geophysical Research. 108 (E6): 5057. Bibcode:2003JGRE..108.5057M. doi:10.1029/2002je002005. S2CID 12628857.
  51. ^ Squyres, S.W.; Carr, M.H. (1986). "Geomorphic evidence for the distribution of ground ice on Mars". Science. 213 (4735): 249–253. Bibcode:1986Sci...231..249S. doi:10.1126/science.231.4735.249. PMID 17769645. S2CID 34239136.
  52. ^ Head, J.W.; Marchant, D.R.; Dickson, J.L.; Kress, A.M. (2010). "Criteria for the recognition of debris-covered glacier and valley glacier landsystem deposits". Earth Planet. Sci. Lett. 294 (3–4): 306–320. Bibcode:2010E&PSL.294..306H. doi:10.1016/j.epsl.2009.06.041.
  53. ^ Holt, J.W.; et al. (2008). "Radar sounding evidence for buried glaciers in the southern mid-latitudes of Mars". Science. 322 (5905): 1235–1238. Bibcode:2008Sci...322.1235H. doi:10.1126/science.1164246. hdl:11573/67950. PMID 19023078. S2CID 36614186.
  54. ^ Morgan, G.A.; Head, J.W.; Marchant, D.R. (2009). "Lineated valley fill (LVF) and lobate debris aprons (LDA) in the Deuteronilus Mensae northern dichotomy boundary region, Mars: Constraints on the extent, age and episodicity of Amazonian glacial events". Icarus. 202 (1): 22–38. Bibcode:2009Icar..202...22M. doi:10.1016/j.icarus.2009.02.017.
  55. ^ Plaut, J.J.; Safaeinili, A.; Holt, J.W.; Phillips, R.J.; Head, J.W.; Sue, R.; Putzig, A. (2009). "Frigeri Radar evidence for ice in lobate debris aprons in the mid-northern latitudes of Mars". Geophys. Res. Lett. 36 (2): L02203. Bibcode:2009GeoRL..36.2203P. doi:10.1029/2008gl036379. S2CID 17530607.
  56. ^ Baker, D.M.H.; Head, J.W.; Marchant, D.R. (2010). "Flow patterns of lobate debris aprons and lineated valley fill north of Ismeniae Fossae, Mars: Evidence for extensive mid-latitude glaciation in the Late Amazonian". Icarus. 207 (1): 186–209. Bibcode:2010Icar..207..186B. doi:10.1016/j.icarus.2009.11.017.
  57. ^ Arfstrom, J. (2005). "Terrestrial analogs and interrelationships". Icarus. 174 (2): 321–335. Bibcode:2005Icar..174..321A. doi:10.1016/j.icarus.2004.05.026.
  58. ^ name; Touma, J.; Wisdom, J. (1993). "The Chaotic Obliquity of Mars". Science. 259 (5099): 1294–1297. Bibcode:1993Sci...259.1294T. doi:10.1126/science.259.5099.1294. PMID 17732249. S2CID 42933021.
  59. ^ Laskar, J.; Correia, A.; Gastineau, M.; Joutel, F.; Levrard, B.; Robutel, P. (2004). "Long term evolution and chaotic diffusion of the insolation quantities of Mars". Icarus. 170 (2): 343–364. Bibcode:2004Icar..170..343L. CiteSeerX 10.1.1.635.2720. doi:10.1016/j.icarus.2004.04.005. S2CID 33657806.
  60. ^ Carr, M (2001). "Mars Global Surveyor observations of martian fretted terrain". J. Geophys. Res. 106 (E10): 23571–23593. Bibcode:2001JGR...10623571C. doi:10.1029/2000je001316.
  61. ^ Head, J., J. Mustard. 2006. Breccia dikes and crater-related faults in impact craters on Mars: Erosion and exposure on the floor of a crater 75 km in diameter at the dichotomy boundary, Meteorit. Planet Science: 41, 1675-1690.
  62. ^ Moore, J., D. Wilhelms. 2001. Hellas as a possible site of ancient ice-covered lakes on Mars. Icarus: 154, 258-276.
  63. ^ Kerber, L., et al. 2017. Polygonal ridge networks on Mars: Diversity of morphologies and the special case of the Eastern Medusae Fossae Formation. Icarus. Volume 281. Pages 200-219
  64. ^ "HiRISE | High Resolution Imaging Science Experiment". Hirise.lpl.arizona.edu?psp_008437_1750. Retrieved 2012-08-04.
  65. ^ Grotzinger, J. and R. Milliken (eds.). 2012. Sedimentary Geology of Mars. SEPM.
  66. ^ Morton, Oliver (2002). Mapping Mars: Science, Imagination, and the Birth of a World. New York: Picador USA. p. 98. ISBN 0-312-24551-3.
  67. ^ "Online Atlas of Mars". Ralphaeschliman.com. Retrieved December 16, 2012.
  68. ^ "PIA03467: The MGS MOC Wide Angle Map of Mars". Photojournal. NASA / Jet Propulsion Laboratory. February 16, 2002. Retrieved December 16, 2012.

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