Marsliklarning betartibligi - Martian chaos terrain

Marsda betartiblik holati o'ziga xosdir; Yerdagi hech narsa unga teng kelmaydi. Xaos erlari, odatda, o'nlab kilometr bo'ylab va balandligi yuz va undan ko'proq metr bo'lgan katta bloklarning tartibsiz guruhlaridan iborat. Eğimli va tekis tepalikdagi bloklar yuzlab metr chuqurlikdagi chuqurliklarni hosil qiladi.[1] Xaotik mintaqani vodiylar bilan kesilgan mesalar, butalar va tepaliklarning kalamush uyasi tanib olishi mumkin.[2][3][4] Ushbu tartibsiz hududning ba'zi qismlari to'liq qulab tushmagan - ular hali ham yirik mesalar shaklida shakllangan, shuning uchun ularda hali ham suv muzi bo'lishi mumkin.[5] Xaos mintaqalari ancha oldin shakllangan. Kraterlarni hisoblash (har qanday hududda ko'proq kraterlar eski sirtni anglatadi) va vodiylarning boshqa geologik xususiyatlar bilan munosabatlarini o'rganish orqali olimlar 2,0 - 3,8 milliard yil oldin hosil bo'lgan kanallarga xulosa qilishdi.[6]

Joylar

Asosiy maqola: Marsdagi betartiblik zonalari ro'yxati

Xaotik erlarning eng katta kontsentratsiyasi ulkan, qadimiy daryo vodiylari joylashgan joylarda joylashgan. Ko'plab katta kanallar xaotik erlardan kelib chiqqanga o'xshab ko'rinadi, chunki keng tarqalgan tartibsizliklar er yuziga suv toshqini ko'rinishida chiqqandan kelib chiqadi degan fikr keng tarqalgan.[7][8] Xaotik erlarning aksariyati janubdagi Mars tog'larida mavjud Chryse Planitia, ichida Oxia Palus to'rtburchagi va bo'ylab Marslik ikkilamchi. Ammo ba'zi betartiblik hududlarini topish mumkin Margaritifer Sinus to'rtburchagi, Phaethontis to'rtburchagi va Lunae Palus to'rtburchagi.

Shakllanish nazariyalari

Xaotik er shakllanishi bilan suv toshqinlari qanday paydo bo'lganligi to'g'risida juda ko'p turli xil nazariyalar ishlab chiqilgan. Suv bilan bog'liq bo'lgan dalillar topildi - suv bilan bog'liq minerallar, masalan kulrang, kristalli gematit va fillosilikatlar, betartiblik hududlarida mavjud.[9] Xaosni yaratish uchun ko'plab tushuntirishlar er osti muzlarining ulkan suv omborlarining to'satdan erishini o'z ichiga oladi. Ba'zi tadqiqotchilar kriyosfera deb nomlangan muzlatilgan qatlam uzoq vaqt davomida rivojlanib, so'ngra biron narsa uning yorilishi va to'satdan erib ketishiga sabab bo'lgan deb taxmin qilishmoqda. Yorilish hodisasi ta'sir ko'rsatishi mumkin,[10]magma harakatlari,[11][12] seysmik faollik,[13] vulqon tektonik shtammlari,[14] gözenek bosimining oshishi yoki dissotsilanishi klatratlar.[15][16][17][18] Karbonat angidrid va metandan tashkil topgan klatrat portlash bilan ajralib chiqishi va shu bilan suvga to'yingan cho'kindilarni suyultirishi mumkin edi. Kriyosfera haqidagi bu g'oyaning o'zgarishi shundaki, kriosfera bilan birga suvli qatlam hosil bo'lgan. Borgan sari ko'proq muz qo'shilib, kriyosfera qalinlashdi, suv sathidagi suv bosim ostida qoldi.[19] Magmaning ta'siriga yoki harakatiga o'xshash narsa buzilib yoki kriyosferani eritib yuborganida, katta bosim ostida toshqin suvlar bo'shatildi. Biroq, keyingi hisob-kitoblar shuni ko'rsatdiki, ajoyib kanallarni bitta zaryadsizlantirish bilan ishlab chiqarish mumkin emas edi.[20] Keyinchalik takliflar betartiblik hududlarida mavjud bo'lgan geologik shakllarni 100 dan ortiq toshqin hodisalari amalga oshirishi mumkin degan tushunchani ilgari surdi.[21]

Ko'milgan muzning erishi

Yaqinda tadqiqotchilar maxsus tetiklantiruvchi hodisaga ehtiyoj sezmasdan xaosni shakllantirish yo'llarini taklif qilishdi. Tanja Zegers va boshqalar muzga boy cho'kindilarni oddiy ko'mish natijasida ko'p miqdordagi xaos erlari bilan bog'liq bo'lgan katta daryo havzalarining paydo bo'lishiga olib keladigan katta miqdordagi suvning chiqishi mumkin deb hisoblashgan. Guruh o'qidi Aram Xaos, ehtimol katta ta'sir krater sifatida boshlangan betartiblikning katta mintaqasi. Ularning modelida muzga boy bo'lgan materiallar kraterda to'planib, so'ngra cho'kindi bilan qoplanib, muzning ingichka atmosferada yo'q bo'lib ketishiga yo'l qo'ymadi. Oxir oqibat, chuqur er ostidan issiqlik qoplovchi qatlamning izolyatsion fazilatlari bilan birga qalin suv qatlamini hosil qildi. Zich materiallar suvga singib ketishga moyil bo'lganligi sababli, toshlar tosh ostida buzilib ketgan. Zich va tosh qopqoq turli o'lchamdagi, qiyshaygan bloklarga bo'linib ketgan. Erigan suv tepaga ko'tarilib, suv tashqariga chiqqanda tobora ko'proq yemirilib boruvchi kanalni yaratdi. Boshqa xaotik mintaqalardagi suv bilan bir qatorda, biz hozir kuzatayotgan katta daryo vodiylarini o'ymak uchun eroziya kuchi etarli bo'lar edi.[22] Muz va toshning iflos qoplamasi ostida saqlanib qolgan muzliklar ko'rinishidagi ko'milgan muz konlari haqida ko'plab dalillar mavjud.[23]

  • Ushbu chizmalar Zegers va boshqalarning rivojlangan modeli bo'yicha Aram xaosining shakllanish bosqichlarini va ehtimol boshqa ko'plab xaotik erlarni ko'rsatadi. 2010 yil.[22] Batafsil ma'lumotni ko'rish uchun rasmlarni bosing.

  • HiRISE tomonidan ko'rilgan muzlik HiWish dasturi. To'rtburchakning maydoni keyingi fotosuratda kattalashtirilgan. Qorning yuqori qismida to'planish zonasi. Muzlik vodiydan pastga siljiydi, so'ng tekislikka tarqalmoqda. Oqim uchun dalillar sirtdagi ko'plab chiziqlardan kelib chiqadi. Joylashuv: Protonilus Mensae yilda Ismenius Lacus to'rtburchagi.

  • Oldingi rasmning to'rtburchaklaridagi maydonni kattalashtirish. Yer yuzida tog 'tizmasi alp muzligining terminal morenasi deb ataladi. HiWish dasturi bo'yicha HiRISE bilan olingan rasm. Rasm Ismenius Lacus to'rtburchagi.

Bundan tashqari, Marsda muzlar yotqizilgan, keyin ko'milgan ko'plab muzlik davrlari bo'lgan ko'rinadi. Ushbu muzlik davri sayyoramiz moyilligining tez-tez katta o'zgarishidan kelib chiqadi.[24] Marsning aylanma o'qining qiyshayishi katta oy yo'qligi sababli juda o'zgaruvchan.[25][26][27] Ko'plab kraterlarni kuzatish shuni ko'rsatdiki, ko'plab kraterlar asosan cho'kindi jinslarga to'la - muz cho'kindilarning biri bo'lishi mumkin. Ko'p kraterlar juda sayoz ko'rinishga ega, ammo yoshroq kraterlarni kuzatish shuni ko'rsatdiki, zarb kraterlari xuddi piyola shaklida boshlangan; shuning uchun bugungi kunda sayoz ko'rinadigan krater, ehtimol cho'kindilar bilan to'ldirilgan bo'lishi mumkin.[28][29] Rodrigez va boshqalar tomonidan 2005 yilda nashr etilgan tadqiqotlar shuni ko'rsatdiki, Marsning pastki qismida suv yoki muz bilan to'ldirilishi mumkin bo'lgan eski kraterlarning to'planishi mavjud.[30]

  • Boshqa asrda ko'milgan va hozirda eroziya ta'sirida bo'lgan krater Mars Global Surveyor. Bu Mars tubida ko'milgan kraterlar ko'p bo'lishi mumkinligiga dalildir.

  • HiRISE tomonidan ko'rib chiqilganidek, yaxshi rivojlangan bo'shliqlar HiWish dasturi. Kovaklar kontsentrik krater bilan to'ldirilgan kraterning qavatida joylashgan. Bo'shliqlar muzga boy cho'kindi jinslari tufayli rivojlanadi. Yupqa cho'kindi qatlami bilan qoplangan yuzlab metr muz bo'lishi mumkin. Manzil: Casius to'rtburchagi.

Muzga boy qatlamning sublimatsiyasi

Xaosning ba'zi hududlari boshqa usul bilan ishlab chiqarilgan bo'lishi mumkin. Galaxias Xaos boshqa ko'plab xaotik mintaqalardan farq qiladi. Unda chiqadigan kanallar mavjud emas va u boshqa betartiblik mintaqalarining aksariyati kabi u bilan atrofdagi quruqlik o'rtasidagi balandlik farqini ko'rsatmaydi. Pedersen va Xedning 2010 yilda nashr etilgan tadqiqotlari shuni ko'rsatadiki, Galaxias Xaos - Vastitas Borealis Formation (VBF) deb nomlangan muzga boy qatlamni ko'mgan vulqon oqimi.[31] Odatda VBF katta toshqinlar natijasida yotqizilgan suvga boy materiallarning qoldig'i ekanligiga ishonishadi.[32][33] VBF har xil qalinlikda bo'lishi va tarkibida turli miqdordagi muz bo'lishi mumkin edi. Marsning ingichka atmosferasida bu qatlam sublimatsiya bilan asta-sekin yo'q bo'lib ketishi mumkin edi (qattiqdan to'g'ridan-to'g'ri gazga o'tish). Ba'zi hududlar boshqalarga qaraganda sublimatsiyaga uchraganligi sababli, yuqori lava qopqog'i bir tekis qo'llab-quvvatlanmaydi va yorilib ketadi. Yoriqlar / chuqurliklar lava qopqog'ining chekkalari bo'ylab sublimatsiya va qisqarishdan boshlangan bo'lishi mumkin. Qopqoq chekkasining buzilishidan kelib chiqqan stress, qopqog'ida yoriqlar paydo bo'lishiga olib keladi. Yoriqlar bo'lgan joylar ko'proq sublimatsiyaga uchragan, keyin yoriqlar kengayib, betartiblik mintaqalariga xos bo'lgan to'siqli relyefni hosil qilgan. Sublimatsiya jarayoniga magma harakatlaridan issiqlik (geotermik oqim) yordam bergan bo'lishi mumkin. Yaqin atrofda vulqonlar, ya'ni Elysium Montes va Hecates Tolus mavjud bo'lib, ular katta ehtimol bilan o'ralgan. diklar, bu erni isitishi mumkin edi. Bundan tashqari, o'tmishda iliqroq vaqt er osti suvlari miqdorini ko'paytirgan bo'lar edi.[10]

  • Ushbu chizilgan rasmlar Pedersen va Xed 2011 tomonidan taklif qilingan Mars betartibligini shakllantirishning yana bir modelini namoyish etadi[10] Tushunishni yaxshilash uchun sublimatsiya miqdori haddan tashqari oshirib yuborilgan. Batafsil ma'lumotni ko'rish uchun rasmni bosing.

  • Galaksiya betartibligi CTX tomonidan ko'rilgan. Keyingi rasmdagi sahna ushbu rasmning bir qismidir.

  • Galaktika Xaos, HiRISE tomonidan ko'rilgan.

Ahamiyati

Xaos erlari o'tmishda Marsga oqib tushgan katta miqdordagi suv uchun kuchli dalil bo'lib tuyuladi. Ba'zi erlar butunlay buzilmagan, shuning uchun ba'zi bloklar ichida ko'proq suv muzlatilgan bo'lishi mumkin.

Galereya

Margaritifer Sinus to'rtburchaklaridagi tartibsizliklar

  • Xaritasi Margaritifer Sinus to'rtburchagi belgilangan asosiy xususiyatlarga ega. Aureum Chaos xaritaning yuqori qismiga yaqin joylashgan.

  • Iani Xaos, ko'rinib turganidek MAVZU. Erozaga uchragan mesalardan olingan qum yanada yorqinroq zamin materialini qoplaydi. Iani Chaosning boshqa mahalliy xususiyatlarga bo'lgan munosabatini ko'rish uchun rasmni bosing. Margaritifer Sinus to'rtburchagidan olingan rasm.

  • HiWIS dasturi doirasida joylashgan HiRISE tomonidan ko'rilgan tartibsizliklar Margaritifer Sinus to'rtburchagi

Oxia Palus to'rtburchaklaridagi tartibsizliklar

  • Oksiya Palusning to'rtburchaklar xaritasi asosiy xususiyatlarga ega. Ushbu to'rtburchak Xaosning qulagan ko'plab joylarini va ko'plab chiqish kanallarini (eski daryo vodiylari) o'z ichiga oladi.

  • Marsning Oksiya-Palus mintaqasining bir qator betartiblik mintaqalarining joylashishini aks ettiruvchi xaritasi

  • Eroziya Aram Xaos, ko'rinib turganidek MAVZU. Rasm Oxia Palus to'rtburchagi.

  • MAVZU ko'rinib turganidek, Oramdagi mumkin bo'lgan suv manbasini ko'rsatadigan bloklar. Oxia Palus to'rtburchagidagi rasm.

  • Aram xaosining Badlands

  • Aram xaosining sharqiy qavati

  • Hydraotes Chaos, HiRISE tomonidan ko'rilgan. Kanallar va qatlamlarni ko'rish uchun rasmni bosing. Shkalasi 1000 metr uzunlikda. Oxia Palus to'rtburchagidagi rasm.

  • Hydaspis betartibligi, HiRISE tomonidan ko'rilgan. Oxia Palus to'rtburchagidagi rasm.

  • Ochiq rangli qatlamlar Eos Xaos, ko'rinib turganidek Salom. Rasm ichida Oxia Palus to'rtburchagi.

Phethontis to'rtburchaklaridagi tartibsizlik mintaqalari

  • Fetontis to'rtburchagi xaritasi. Kattalashtirish uchun bosing va ba'zi krater nomlarini ko'ring. Gorgonum Chaos xaritaning yuqori qismiga yaqin joylashgan.

  • Gorgonum betartibligi ko'rinib turganidek Mars razvedka orbiteri Salom. Rasm kengligi 4 km. Rasm Phaethontis to'rtburchagi.

  • Atlantis Xaos, ko'rinib turganidek Salom. Mantiya qoplamasini va yuzaga kelishi mumkin bo'lgan chuqurliklarni ko'rish uchun rasmni bosing. Ikki rasm asl tasvirning turli qismlari. Ular turli xil tarozilarga ega. Phaethontis to'rtburchaklaridagi rasm.

Lunae Palus to'rtburchaklaridagi tartibsizliklar

2010 yil 1 aprelda NASA ostida birinchi rasmlarni chiqardi HiWish dasturi unda oddiy odamlar suratga olish uchun HiRISE uchun joylarni taklif qilishgan. Sakkizta joydan biri Aureum Chaos edi.[34] Quyidagi birinchi rasm maydonning keng ko'rinishini beradi. Keyingi ikkita rasm HiRISE tasviridan olingan.[35]

  • Keyingi HiRISE tasvirlarining keng ko'lamli tematik tasviri. Qora qutida HiRISE tasvirlarining taxminiy joylashuvi ko'rsatilgan. Ushbu rasm Aureum Chaos nomi bilan mashhur bo'lgan keng maydonning bir qismidir. Batafsil ma'lumotni ko'rish uchun rasmni bosing.

  • HiWIS dasturi ostida HiRISE tomonidan ko'rilgan Aureum Chaos.

  • HiWIS dasturi ostida HiRISE tomonidan ko'rilgan oldingi rasm ko'rinishini yoping. Kichik dumaloq nuqta toshlardir.

  • Katta kanyonlarning keng ko'rinishi Aureum betartibligi, ko'rinib turganidek MAVZU. Ushbu kenglikda plyonkalar kam uchraydi. Rasm Margaritifer Sinus to'rtburchagi.

Shuningdek qarang

Adabiyotlar

  1. ^ Meresse, S .; va boshq. (2008). "Cho'kish va magmatizm bilan xaotik erlarning shakllanishi va evolyutsiyasi: Hydraotes Chaos, Mars". Ikar. 194 (2): 487–500. Bibcode:2008 yil avtoulov..194..487M. doi:10.1016 / j.icarus.2007.10.023.
  2. ^ Sharp, R. (1973). "Mars: tinch va xaotik erlar" (PDF). J. Geofiz. Res. 78 (20): 4073–4083. Bibcode:1973JGR .... 78.4073S. doi:10.1029 / JB078i020p04073.
  3. ^ Carr, M. 2006. Mars yuzasi. Kembrij universiteti matbuoti. ISBN  978-0-521-87201-0
  4. ^ Unut, F. va boshq. 2006. Mars Planet boshqa dunyo haqidagi hikoya. Praxis Publishing, Chichester, Buyuk Britaniya. ISBN  978-0-387-48925-4
  5. ^ http://themis.asu.edu/features/aramchaos
  6. ^ http://themis.asu.edu/feature/51
  7. ^ Karr, M. 1978. Yopiq qatlamlardan suv chiqarish orqali mars toshqini xususiyatlarini shakllantirish. NASA Texnik Memorandumi 79729. 260-262.
  8. ^ Carr, M. (1979). "Yopiq qatlamlardan suv chiqarish orqali mars toshqini xususiyatlarini shakllantirish". J. Geofiz. Res. 84: 2995–3007. Bibcode:1979JGR .... 84.2995C. doi:10.1029 / JB084iB06p02995.
  9. ^ Glotch, Timoti D. (2005). "Aram Xaosning geologik va mineralogik xaritasi: suvga boy tarixga dalil". Geofizik tadqiqotlar jurnali. 110. Bibcode:2005JGRE..11009006G. doi:10.1029 / 2004JE002389.
  10. ^ a b v Pedersen, G.; Boshliq, J. (2011). "Uchuvchi moddalarga boy substrat sublimatsiyasi natijasida xaos shakllanishi: Galaksiya Xaos, Mars dalillari". Ikar. 211 (1): 316–329. Bibcode:2011 yil avtoulov..211..316P. doi:10.1016 / j.icarus.2010.09.005.
  11. ^ Chapman, M .; Tanaka, K. (2002). "Tegishli magma-muzning o'zaro ta'siri: Marsda Xanthe, Margaritifer va Merdiani Terrae-da xasma betartibligi va sirt materiallarining kelib chiqishi". Ikar. 155 (2): 324–339. Bibcode:2002 yil avtoulov..155..324C. doi:10.1006 / icar.2001.6735.
  12. ^ Boshliq, J. va L. Uilson. 2002. Mars: Magma-H2O o'zaro ta'sirining umumiy muhitini va geologik sharoitlarini ko'rib chiqish va sintez qilish. In: SmeilieJ. Va M. Chapman. (EDS.). Er va Marsdagi vulqon-muzning o'zaro ta'siri. Geologik jamiyat. London
  13. ^ Tanaka, K. (1999). "Marsdagi Simud / Tiu konlari uchun chiqindilar oqimining kelib chiqishi". J. Geofiz. Res. 104: 8637–8652. Bibcode:1999JGR ... 104.8637T. doi:10.1029 / 98JE02552.
  14. ^ Kabrol, Natali A.; va boshq. (1997). "Vulkan-tektonik muhitda gidrotermik past bosimli drenaj orqali chiqib ketish modelining modeli. Shalbatana Vallis (Mars)". Ikar. 125 (2): 455–464. Bibcode:1997 yil avtoulov..125..455C. doi:10.1006 / icar.1996.5625.
  15. ^ Milton, DJ (1974). "Karbonat angidrid gidrati va Marsdagi toshqinlar". Ilm-fan. 183 (4125): 654–656. Bibcode:1974Sci ... 183..654M. doi:10.1126 / science.183.4125.654. PMID  17778840. S2CID  26421605.
  16. ^ Hoffmann, H. (2000). "Oq Mars: Mars yuzasi va atmosferaga asoslangan CO2 uchun yangi model". Ikar. 146 (2): 326–342. Bibcode:2000Icar..146..326H. doi:10.1006 / icar.2000.6398.
  17. ^ Komatsu, G. va boshq. 2000 yil. Xeotik relef shakllanishi gipotezasi: portlovchi chiqindilar va Marsda klatratning dissotsilanishi natijasida chiqib ketish. Oy sayyorasi. Ilmiy ish. XXXI. 1434.
  18. ^ Rodriguez, J. A. P.; Kargel, Jefri; Crown, David A.; Bleamaster, Lesli F.; Tanaka, Kennet L.; Beyker, Viktor; Miyamoto, Xideaki; Dohm, Jeyms M.; Sasaki, Sho; Komatsu, Goro (2006). "Shasmata uchuvchan portlashlar, qulash va drenajlash yo'li bilan o'sishi: Gangadagi betartiblik dalillari, Mars". Geofizik tadqiqotlar xatlari. 33 (18): 18203. Bibcode:2006 yilGeoRL..3318203R. doi:10.1029 / 2006GL026275.
  19. ^ Clifford, S. (1993). "Marsda suvning gidrologik va iqlimiy harakati modeli". J. Geofiz. Res. 98 (E6): 10973-11016. Bibcode:1993JGR .... 9810973C. doi:10.1029 / 93JE00225.
  20. ^ Baker, V. (2001). "Suv va mars manzarasi". Tabiat. 412 (6843): 228–236. doi:10.1038/35084172. PMID  11449284.
  21. ^ Harrison, Keyt P.; Grimm, Robert E. (2008). "Marsning chiqish kanallarida bir nechta toshqin hodisalari". Geofizik tadqiqotlar jurnali. 113 (E2): E02002. Bibcode:2008JGRE..113.2002H. doi:10.1029 / 2007je002951.
  22. ^ a b Zegers, T .; va boshq. (2010). "Dafn etilgan suv muzining erishi va qulashi: Marsda xaotik erlarni hosil bo'lishining muqobil gipotezasi". Yer va sayyora fanlari xatlari. 297 (3–4): 496–504. Bibcode:2010E & PSL.297..496Z. doi:10.1016 / j.epsl.2010.06.049.
  23. ^ Boshliq J.; Neukum, G.; Jaumann, R .; Xizinger, X .; Xauber, E .; Karr, M.; Masson, P .; Foing, B .; Hoffmann, H.; va boshq. (2005). "Tropikdan o'rta kenglikgacha qor va muzning to'planishi, Marsdagi oqimi va muzligi". Tabiat. 434 (7031): 346–350. Bibcode:2005 yil Tabiat. 344..346H. doi:10.1038 / nature03359. PMID  15772652. S2CID  4363630.
  24. ^ Boshliq J.; va boshq. (2006). "Marsning shimoliy o'rta kengliklarida vodiyning keng muzlik yotqiziqlari: kech Amazonning obliklarga bog'liq ob-havoning o'zgarishiga dalil". Yer sayyorasi. Ilmiy ish. Lett. 241 (3–4): 663–671. Bibcode:2006E & PSL.241..663H. doi:10.1016 / j.epsl.2005.11.016.
  25. ^ Madeleine, J. va boshq. 2007. Mars: Shimoliy o'rta kenglikdagi muzlik uchun tavsiya etilgan iqlimiy stsenariy. Oy sayyorasi. Ilmiy ish. 38. Xulosa 1778.
  26. ^ Madeleine, J .; Unut, F.; Boshliq, Jeyms V.; Levrard, B .; Montmessin, F.; Millour, E. (2009). "Marsdagi shimoliy o'rta kenglikdagi shimoliy muzlik: taklif qilingan iqlim senariysi" (PDF). Ikar. 203 (2): 300–405. Bibcode:2009 yil avtoulov..203..390 million. doi:10.1016 / j.icarus.2009.04.037.
  27. ^ Mischna, M .; Richardson, Mark I.; Uilson, R. Jon; McCleese, Daniel J. (2003). "Martian suvi va CO2 davrlarini orbital ravishda majburlash to'g'risida: soddalashtirilgan uchuvchi sxemalar bilan umumiy aylanish modelini o'rganish". J. Geofiz. Res. 108 (E6): 5062. Bibcode:2003JGRE..108.5062M. doi:10.1029 / 2003JE002051.
  28. ^ Parker, M.; va boshq. (2010). "Gusev krateri mintaqasining 3D tuzilishi". Yer va sayyora fanlari xatlari. 294 (3–4): 411–423. Bibcode:2010E & PSL.294..411P. doi:10.1016 / j.epsl.2010.01.013.
  29. ^ Kreslavskiy, M.; Boshliq, J. (2006). "Marsning shimoliy tekisliklarida ta'sir kraterlarining modifikatsiyasi: Amazon ob-havosi tarixiga ta'siri". Meteorit. Sayyora. Ilmiy ish. 41 (10): 1633–1646. Bibcode:2006M & PS ... 41.1633K. doi:10.1111 / j.1945-5100.2006.tb00441.x.
  30. ^ Rodriges, Xose Aleksis Palmero (2005). "Yer osti gidrologiyasiga ta'sir qiluvchi krater sinishi tizimlarini boshqarish, er osti cho'kishi va qulashi, Mars". Geofizik tadqiqotlar jurnali. 110. Bibcode:2005 yil JGRE..11006003R. doi:10.1029 / 2004JE002365.
  31. ^ Pedersen, G., J. Boshliq. 2010. Uchuvchi moddalarga boy substrat sublimatsiyasi natijasida xaos shakllanishi: Galaksiya xaosidan dalillar, Mars. Ikar: 211, 316-329.
  32. ^ Kreslavskiy, Mixail A.; Boshliq, Jeyms V. (2002). "Marsning shimoliy pasttekisliklarida chiqadigan kanal oqova suvlarining taqdiri: Vastitas Borealis qatlami muzlatilgan ko'lmak suv havzalaridan sublimatsiya qoldig'i sifatida". Geofizik tadqiqotlar jurnali. 107 (E12): 4-1-4-25. Bibcode:2002 yil JGRE..107.5121K. doi:10.1029 / 2001JE001831.
  33. ^ Karr, Maykl X.; Boshliq, Jeyms V. (2003). "Marsdagi okeanlar: kuzatuv dalillari va mumkin bo'lgan taqdirni baholash" (PDF). Geofizik tadqiqotlar jurnali. 108 (E5): 5042. Bibcode:2003JGRE..108.5042C. doi:10.1029 / 2002JE001963.
  34. ^ http://uahirise.org/releases/hiwish-captions.php
  35. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/ESP_016869_1775