화성의 혼돈 지형

Martian chaos terrain

화성의 혼돈 지형은 독특합니다. 지구상에 그것과 비교되는 것은 없습니다. 혼돈 지형은 일반적으로 폭이 수십 킬로미터, 높이가 백 미터 이상인 불규칙한 큰 블록 그룹으로 구성됩니다. 기울고 평평한 꼭대기 블록은 수백 미터 깊이의 움푹 팬 곳을 형성합니다.[1] 혼란스러운 지역은 중간엽, 버터, 언덕으로 이루어진 쥐의 둥지에 의해 인식될 수 있으며, 군데군데 거의 무늬가 있는 것처럼 보이는 계곡이 있습니다.[2][3][4] 이 혼란스러운 지역의 일부는 완전히 붕괴되지 않았습니다. 그것들은 여전히 큰 메사로 형성되어 있기 때문에 여전히 물 얼음을 포함하고 있을 수 있습니다.[5] 혼돈의 지역은 오래 전에 형성되었습니다. 과학자들은 크레이터(어떤 주어진 지역에 더 많은 크레이터가 있다는 것은 더 오래된 표면을 의미합니다)를 세고 다른 지질학적 특징들과 계곡들의 관계를 연구함으로써 이 수로들이 20억년에서 38억년 전에 형성되었다는 결론을 내렸습니다.[6]

위치

주 기사: 화성의 혼돈 영역 목록

혼란스러운 지형의 가장 큰 집중은 거대하고 고대 강 계곡과 같은 위치에 있습니다. 혼란한 지형에서 발원하는 것처럼 보이는 큰 수로가 워낙 많기 때문에 대규모 홍수의 형태로 물이 땅으로 나오면서 혼란한 지형이 생긴다는 게 정설입니다.[7][8] 혼란스러운 지형의 대부분은 크리스 플라니티아 남쪽의 화성 고지대, 옥시아 팔루스 사각형, 화성 이분법을 따라 존재합니다. 그러나 일부 혼돈 영역은 마르가리티퍼 시누스 사각형, 파에톤티스 사각형 및 루나에 팔루스 사각형에서 찾을 수 있습니다.

형성이론

혼란스러운 지형이 형성되면서 어떻게 홍수가 방출되었는지에 대해 많은 다양한 이론들이 발전해 왔습니다. 물과 관련된 증거가 발견되었습니다. 회색, 결정질 헤마이트 및 필로실리케이트와 같은 물과 관련된 광물이 혼돈 영역에 존재합니다.[9] 혼돈의 생성에 대한 많은 설명은 지상 얼음의 거대한 저장소가 갑자기 녹는 것을 포함합니다. 일부 연구원들은 극저온층이라고 불리는 냉동층이 오랜 시간에 걸쳐 발달했고 그 후 무언가가 그것을 파열시키고 갑자기 녹게 만들었다고 제안했습니다. 파열 사건은 충격,[10] 마그마 움직임,[11][12] 지진 활동,[13] 화산 구조 변형,[14] 기공 압력 증가 또는 쇄석의 해리였을 수 있습니다.[15][16][17][18] 이산화탄소와 메탄으로 구성된 클라스레이트는 폭발적으로 해리되어 물로 포화된 퇴적물을 액화시킬 수 있습니다. 이러한 극저온 개념의 변형은 극저온과 함께 대수층이 생성되었다는 것입니다. 점점 더 많은 얼음이 추가되어 더 두꺼운 극저온이 만들어지면서 대수층의 물이 가압되었습니다.[19] 마그마의 충격이나 움직임 같은 것이 극저온을 깨뜨리거나 녹였을 때, 엄청난 압력을 받는 물의 홍수가 방출되었습니다. 그러나 추가적인 계산은 단 한 번의 방전으로 훌륭한 채널을 생산할 수 없다는 것을 보여주었습니다.[20] 이후 제안은 혼돈 지역에 존재하는 지질학적 형태가 일련의 100개 이상의 홍수 사건에 의해 만들어졌을 수 있다는 개념을 발전시켰습니다.[21]

매설된 얼음의 융해

보다 최근에, 연구자들은 특별한 유발 사건 없이 혼돈을 형성할 수 있는 방법들을 제안했습니다. Tanja Zegers와 다른 사람들은 얼음이 풍부한 퇴적물의 단순한 매장이 대부분의 혼돈 지형과 관련된 큰 강 유역의 형성으로 이어지는 엄청난 양의 물의 방출을 초래할 수 있다고 계산했습니다. 그 그룹은 아마도 큰 충돌 분화구로 시작된 혼란의 큰 지역인 아람 카오스를 연구했습니다. 그들의 모델에서 얼음이 풍부한 물질이 분화구에 축적된 후 침전물로 뒤덮여 얼음이 얇은 대기로 사라지는 것을 막았습니다. 결국 깊은 지하에서 나오는 열과 피복층의 절연성이 두꺼운 수층을 형성하게 됩니다. 밀도가 높은 물질은 물에 가라앉는 경향이 있기 때문에, 그 위에 있는 암석은 변형 아래에서 부서졌습니다. 촘촘하고 바위투성이의 캡이 다양한 크기의 기울어진 블록으로 갈라졌습니다. 녹은 물이 바깥쪽으로 밀려오면서 녹은 물이 정상으로 가서 점점 더 침식되는 수로를 만들었습니다. 다른 혼란스러운 지역의 물과 함께, 우리가 지금 관찰하고 있는 큰 강 계곡을 조각하기에 충분한 침식력이 있었을 것입니다.[22] 암석과 흙의 얇은 덮개 아래 보존된 빙하 형태의 매장된 얼음 퇴적물에 대한 충분한 증거가 있습니다.[23]

  • These drawings show stages in the formation of Aram chaos and probably many other chaotic terrains according to a model advanced by Zegers et al. 2010.[22] Click on images to see more details.

    이 그림들은 Zegers et al. 2010에 의해 발전된 모델에 따라 아람 혼돈과 아마도 다른 많은 혼란스러운 지형이 형성되는 단계를 보여줍니다.[22] 이미지를 클릭하면 자세한 내용을 볼 수 있습니다.

  • Glacier as seen by HiRISE under the HiWish program. Area in rectangle is enlarged in the next photo. Zone of accumulation of snow at the top. Glacier is moving down valley, then spreading out on plain. Evidence for flow comes from the many lines on surface. Location is in Protonilus Mensae in Ismenius Lacus quadrangle.

    HiWish 프로그램에 따라 HiRISE가 본 빙하. 직사각형의 영역은 다음 사진에서 확대됩니다. 꼭대기에 쌓인 눈이 쌓인 구역. 빙하는 계곡을 따라 이동하다가 평원으로 확산되고 있습니다. 흐름에 대한 증거는 표면의 많은 선에서 나옵니다. 위치는 이스메니우스 라쿠스 사각형의 프로테닐러스 멘사에 있습니다.

  • Enlargement of area in rectangle of the previous image. On Earth the ridge would be called the terminal moraine of an alpine glacier. Picture taken with HiRISE under the HiWish program. Image from Ismenius Lacus quadrangle.

    이전 이미지의 직사각형 영역 확대. 지구에서 산등성이는 고산 빙하의 말단 모레인이라고 불릴 것입니다. HiWish 프로그램에서 HiRISE와 함께 찍은 사진. 이스메니우스 라쿠스 사각형의 이미지입니다.

또한 화성은 얼음이 퇴적되었다가 나중에 묻혀지는 빙하기가 많이 있었던 것으로 보입니다. 이러한 빙하기는 행성의 기울기가 자주 큰 변화로 인해 발생합니다.[24] 화성의 스핀축 기울기는 큰 달이 없기 때문에 변동성이 큽니다.[25][26][27] 많은 분화구들을 관찰한 결과, 많은 분화구들이 대부분 퇴적물로 가득 차 있는 것으로 나타났습니다. 얼음은 퇴적물 중 하나일 수 있습니다. 많은 분화구들이 매우 얕게 보이지만, 더 어린 분화구들을 관찰한 결과, 충돌 분화구들은 일종의 그릇 모양으로 시작한다는 것이 밝혀졌습니다. 따라서 오늘날 얕게 보이는 분화구는 아마도 퇴적물로 가득했을 것입니다.[28][29] 2005년 Rodriguez 등이 발표한 연구에 따르면 화성의 지하에는 물이나 얼음으로 가득 차 있을 수 있는 오래된 분화구가 축적되어 있다고 합니다.[30]

  • Crater that was buried in another age and is now being exposed by erosion, as seen by the Mars Global Surveyor. This is evidence that there may be many buried craters in the subsurface of Mars.

    화성 글로벌 측량기에서 볼 수 있듯이, 다른 시대에 묻혀 있다가 침식으로 인해 지금 노출되고 있는 분화구입니다. 화성 지하에 묻혀있는 분화구가 많을 수 있다는 증거입니다.

  • Well-developed hollows, as seen by HiRISE under the HiWish program. Hollows are on floor of a crater with concentric crater fill. The hollows develop because of movements of ice-rich sediment. There may be hundreds of metres of ice covered by a thin layer of sediments. Location is Casius quadrangle.

    HiWish 프로그램 아래 HiRISE에서 볼 수 있듯이 잘 개발된 중공. 중공은 동심원의 분화구를 메운 분화구 바닥에 있습니다. 중공은 얼음이 풍부한 퇴적물의 움직임으로 인해 발달합니다. 얇은 퇴적물 층에 의해 수백 미터의 얼음이 덮여 있을지도 모릅니다. 위치는 카시우스 사각형입니다.

얼음이 풍부한 층의 승화

혼란의 일부 지역은 다른 방법으로 생성되었을 수 있습니다. 은하수 혼돈은 다른 많은 혼란스러운 지역들과 다릅니다. 관련 유출 경로가 없으며 대부분의 다른 혼돈 지역과 마찬가지로 주변 육지 지역과 큰 고도 차이를 보이지 않습니다. 2010년에 출판된 페데르센과 헤드의 연구에 따르면, 갤럭시아스 카오스는 VBF(Vastitas Borealis Formation)라고 불리는 얼음이 풍부한 층을 묻힌 화산 흐름의 현장이라고 합니다.[31] VBF는 일반적으로 큰 홍수에 의해 퇴적된 물이 풍부한 물질의 잔류물이라고 여겨집니다.[32][33] VBF는 다양한 두께를 가졌을 수 있으며 다양한 양의 얼음을 포함했을 수 있습니다. 화성의 얇은 대기에서 이 층은 승화(고체에서 기체로 직접 변화)에 의해 서서히 사라졌을 것입니다. 일부 지역은 다른 지역보다 더 승화했을 것이기 때문에 상부 용암 캡이 고르게 지지되지 않고 갈라질 것입니다. 용암 캡의 가장자리를 따라 승화 및 수축이 시작되었을 수 있습니다. 캡 가장자리의 손상으로 인한 응력으로 캡에 균열이 발생했을 것입니다. 균열이 있는 곳은 더 많은 승화 과정을 거치면 균열이 확대되고 혼란 지역의 특징적인 블록 지형을 형성하게 됩니다. 승화 과정은 마그마 운동에서 발생하는 열(지열 플럭스)에 의해 도움을 받았을 수 있습니다. 근처에 엘리시움 몬테스와 헤카테스 톨루스라는 화산이 있는데, 이 화산들은 아마도 제방으로 둘러싸여 있어 땅을 뜨겁게 달구었을 것입니다. 또한, 과거에 더 따뜻한 시기는 땅에서 승화되는 물의 양을 증가시켰을 것입니다.[10]

  • This series of drawings show another model for the formation of Martian chaos, as proposed by Pedersen and Head 2011[10] Amount of sublimation is exaggerated to improve understanding. Click on image to see more details.

    이 일련의 그림은 페데르센과 헤드 2011이[10] 제안한 화성의 혼돈 형성에 대한 또 다른 모델을 보여줍니다. 승화의 양은 이해를 향상시키기 위해 과장되었습니다. 자세한 내용을 보려면 이미지를 클릭하십시오.

  • Galaxias Chaos as seen by CTX. The scene in the next image is a part of this picture.

    CTX가 본 은하계의 혼돈. 다음 이미지의 장면은 이 사진의 일부분입니다.

  • Galaxias Chaos as seen by HiRISE.

    HiRISE가 본 은하계 혼돈.

중요성

혼돈 지형은 과거 화성에 많은 양의 물이 흘렀다는 강력한 증거로 보입니다. 지형 중 일부는 완전히 부서지지 않았기 때문에 일부 블록 안에 얼은 물이 더 많이 존재할 수 있습니다.

갤러리

마가리티퍼 시누스 사각형의 혼돈 영역

  • Map of Margaritifer Sinus quadrangle with major features labeled. Aureum Chaos is near the top of the map.

    주요 특징이 표시된 마가리티퍼 사인 사각형의 지도입니다. 아우레움 혼돈은 지도의 꼭대기 근처에 있습니다.

  • Iani Chaos, as seen by THEMIS. Sand from eroding mesas is covering brighter floor material. Click on image to see relationship of Iani Chaos to other local features. Image from Margaritifer Sinus quadrangle.

    테미스가 본 이안니 혼돈. 메사가 침식되어 생긴 모래가 더 밝은 바닥재를 덮고 있습니다. 이미지를 클릭하면 Iani Chaos와 다른 지역 기능의 관계를 확인할 수 있습니다. 마가리티퍼 시누스 사각형의 이미지입니다.

  • Chaos terrain, as seen by HiRISE under HiWish program Location is Margaritifer Sinus quadrangle

    HiWish 프로그램에서 HiRISE가 본 카오스 지형 위치는 마가리티퍼 시누스 사각형

옥시아 팔루스 사각형의 혼돈 지역

  • Quadrangle map of Oxia Palus labeled with major features. This quadrangle contains many collapsed areas of Chaos and many outflow channels (old river valleys).

    주요 특징이 표시된 옥시아 팔루스의 사각형 지도입니다. 이 사각형은 카오스의 붕괴된 지역과 많은 유출 수로(오래된 강 계곡)를 포함합니다.

  • Tography map of Oxia Palus region of Mars showing the location of a number of chaos regions

    다수의 혼돈 지역의 위치를 나타낸 화성 옥시아 팔루스 지역의 지형도

  • Erosion in Aram Chaos, as seen by THEMIS. Image in Oxia Palus quadrangle.

    테미스가 본 아람 카오스의 침식. 옥시아 팔루스 사각형의 이미지.

  • Blocks in Aram showing possible source of water, as seen by THEMIS. Image in Oxia Palus quadrangle.

    TEMIS에서 볼 수 있는 가능한 수원을 보여주는 아람의 블록. 옥시아 팔루스 사각형의 이미지.

  • Badlands of Aram Chaos

    아람 카오스의 배드랜드

  • Eastern Floor of Aram Chaos

    아람 혼돈의 동쪽 층

  • Hydraotes Chaos, as seen by HiRISE. Click on image to see channels and layers. Scale bar is 1000 metres long. Image in Oxia Palus quadrangle.

    히드라는 HiRISE가 본 카오스입니다. 이미지를 클릭하면 채널과 레이어를 볼 수 있습니다. 체중계 막대의 길이는 1000m입니다. 옥시아 팔루스 사각형의 이미지입니다.

  • Hydaspis Chaos, as seen by HiRISE. Image in Oxia Palus quadrangle.

    HiRISE가 본 히다스피스 혼돈. 옥시아 팔루스 사각형의 이미지입니다.

  • Light coloured layers in Eos Chaos, as seen by HiRISE. Image is in Oxia Palus quadrangle.

    HiRISE가 본 에오스 카오스의 밝은 색 층. 이미지는 Oxia Palus 사각형입니다.

페이톤 이 사각형의 혼돈 영역

  • Map of Phaethontis quadrangle. Click on to enlarge and see some crater names. Gorgonum Chaos is near the top of map.

    파이톤의 지도는 이 사각형입니다. 클릭하여 확대하고 일부 분화구 이름을 확인합니다. Gorgonum Chaos는 지도의 꼭대기 근처에 있습니다.

  • Gorgonum Chaos as seen by Mars Reconnaissance Orbiter HiRISE. Image is 4 km wide. Image in Phaethontis quadrangle.

    화성 정찰 궤도선 HiRISE가 본 고르고눔 혼돈. 이미지의 너비는 4km입니다. 페아톤의 이미지는 이 사각형입니다.

  • Atlantis Chaos, as seen by HiRISE. Click on image to see mantle covering and possible gullies. The two images are different parts of the original image. They have different scales. Image in Phaethontis quadrangle.

    Atlantis Chaos, HiRISE에서 볼 수 있습니다. 이미지를 클릭하면 맨틀 커버와 가능한 걸리를 확인할 수 있습니다. 두 이미지는 원본 이미지의 서로 다른 부분입니다. 그들은 서로 다른 비늘을 가지고 있습니다. 페아톤의 이미지는 이 사각형입니다.

루나에 팔루스 사각형의 혼돈 지역

2010년 4월 1일 NASA는 HiWish 프로그램을 통해 HiRISE가 사진을 찍을 장소를 제안하는 첫 번째 이미지를 공개했습니다. 8곳 중 하나가 아우름 혼돈이었습니다.[34] 아래 첫 번째 이미지는 해당 지역을 넓게 볼 수 있습니다. 다음 두 이미지는 HiRISE 이미지에서 가져온 것입니다.[35]

  • THEMIS image of wide view of following HiRISE images. Black box shows approximate location of HiRISE images. This image is just a part of the vast area known as Aureum Chaos. Click on image to see more details.

    후속 HiRISE 영상의 넓은 시야를 보여주는 테미스 영상. 블랙박스는 HiRISE 영상의 대략적인 위치를 보여줍니다. 이 이미지는 아우레움 혼돈으로 알려진 광대한 지역의 일부일 뿐입니다. 자세한 내용을 보려면 이미지를 클릭하십시오.

  • Aureum Chaos, as seen by HiRISE, under the HiWish program.

    HiRISE가 본 Aureum Chaos, HiWish 프로그램 아래.

  • Close up view of previous image, as seen by HiRISE under HiWish program. Small round dots are boulders.

    HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 것처럼 이전 이미지를 클로즈업합니다. 작고 둥근 점은 바위입니다.

  • Wide view of huge canyons in Aureum Chaos, as seen by THEMIS. Gullies are rare at this latitude. Image from Margaritifer Sinus quadrangle.

    테미스(TEMIS)가 본 아우름 혼돈 상태에 있는 거대한 협곡의 넓은 시야. 이 위도에서 걸리는 거의 없습니다. 마가리티퍼 시누스 사각형의 이미지입니다.

참고 항목

참고문헌

  1. ^ Meresse, S.; et al. (2008). "Formation and evolution of the chaotic terrains by subsidence and magmatism: Hydraotes Chaos, Mars". Icarus. 194 (2): 487–500. Bibcode:2008Icar..194..487M. doi:10.1016/j.icarus.2007.10.023.
  2. ^ Sharp, R. (1973). "Mars: Fretted and chaotic terrains" (PDF). J. Geophys. Res. 78 (20): 4073–4083. Bibcode:1973JGR....78.4073S. doi:10.1029/JB078i020p04073.
  3. ^ 카, M. 2006. 화성 표면. 캠브리지 대학 출판부. ISBN 978-0-521-87201-0
  4. ^ 잊어버려, F. 등 2006. 또 다른 세계의 화성 이야기. 프락시스 출판사, 영국 치체스터. ISBN 978-0-387-48925-4
  5. ^ "Unraveling the Chaos of Aram Mars Odyssey Mission THEMIS".
  6. ^ "When Chaos Erupted in Hydraotes Mars Odyssey Mission THEMIS".
  7. ^ 카, M. 1978년 밀폐된 대수층의 물 방출에 의한 화성 홍수 특징의 형성 NASA 기술 비망록 79729. 260-262.
  8. ^ Carr, M. (1979). "Formation of martian flood features by release of water from confined aquifers". J. Geophys. Res. 84: 2995–3007. Bibcode:1979JGR....84.2995C. doi:10.1029/JB084iB06p02995.
  9. ^ Glotch, Timothy D. (2005). "Geologic and mineralogic mapping of Aram Chaos: Evidence for a water-rich history". Journal of Geophysical Research. 110. Bibcode:2005JGRE..11009006G. doi:10.1029/2004JE002389.
  10. ^ a b c Pedersen, G.; Head, J. (2011). "Chaos formation by sublimation of volatile-rich substrate: evidence from Galaxias Chaos, Mars". Icarus. 211 (1): 316–329. Bibcode:2011Icar..211..316P. doi:10.1016/j.icarus.2010.09.005.
  11. ^ Chapman, M.; Tanaka, K. (2002). "Related magma-ice interactions: Possible origins of Chasma chaos and surface materials in Xanthe, Margaritifer, and Merdiani Terrae, Mars". Icarus. 155 (2): 324–339. Bibcode:2002Icar..155..324C. doi:10.1006/icar.2001.6735.
  12. ^ 머리, J. 그리고 L. 윌슨. 2002. 화성: 마그마-H2O 상호작용의 일반적인 환경과 지질학적 설정에 대한 검토와 종합. In: SmeilieJ. 그리고 M. 채프먼입니다 (EDS) 지구와 화성의 화산-얼음 상호작용. 지질학회. 런던
  13. ^ Tanaka, K. (1999). "Debris-flow origin for Simud/Tiu deposits on Mars". J. Geophys. Res. 104 (E4): 8637–8652. Bibcode:1999JGR...104.8637T. doi:10.1029/98JE02552.
  14. ^ Cabrol, Nathalie A.; et al. (1997). "A model of outflow generation by hydrothermal underpressure drainage in volcano-tectonic environment. Shalbatana Vallis (Mars)". Icarus. 125 (2): 455–464. Bibcode:1997Icar..125..455C. doi:10.1006/icar.1996.5625.
  15. ^ Milton, DJ (1974). "Carbon dioxide hydrate and floods on Mars". Science. 183 (4125): 654–656. Bibcode:1974Sci...183..654M. doi:10.1126/science.183.4125.654. PMID 17778840. S2CID 26421605.
  16. ^ Hoffmann, H. (2000). "White Mars: A new model for Mars' surface and atmosphere based CO2". Icarus. 146 (2): 326–342. Bibcode:2000Icar..146..326H. doi:10.1006/icar.2000.6398.
  17. ^ 코마츠, G. et al. 2000. 혼돈 지형 형성 가설: 화성의 클라스레이트 해리에 의한 폭발적인 가스 및 유출. 달의 행성. 과학자 XXXXI. 1434.
  18. ^ Rodriguez, J. A. P.; Kargel, Jeffrey; Crown, David A.; Bleamaster, Leslie F.; Tanaka, Kenneth L.; Baker, Victor; Miyamoto, Hideaki; Dohm, James M.; Sasaki, Sho; Komatsu, Goro (2006). "Headward growth of chasmata by volatile outbursts, collapse, and drainage: Evidence from Ganges chaos, Mars". Geophysical Research Letters. 33 (18): 18203. Bibcode:2006GeoRL..3318203R. doi:10.1029/2006GL026275.
  19. ^ Clifford, S. (1993). "A model for the hydrologic and climatic behaviour of water on mars". J. Geophys. Res. 98 (E6): 10973–11016. Bibcode:1993JGR....9810973C. doi:10.1029/93JE00225.
  20. ^ Baker, V. (2001). "Water and the martian landscape". Nature. 412 (6843): 228–236. Bibcode:2001Natur.412..228B. doi:10.1038/35084172. PMID 11449284.
  21. ^ Harrison, Keith P.; Grimm, Robert E. (2008). "Multiple flooding events in Martian outflow channels". Journal of Geophysical Research. 113 (E2): E02002. Bibcode:2008JGRE..113.2002H. doi:10.1029/2007je002951.
  22. ^ a b Zegers, T.; et al. (2010). "Melt and collapse of buried water ice: An alternative hypothesis for the formation of chaotic terrains on Mars". Earth and Planetary Science Letters. 297 (3–4): 496–504. Bibcode:2010E&PSL.297..496Z. doi:10.1016/j.epsl.2010.06.049.
  23. ^ Head, J.; Neukum, G.; Jaumann, R.; Hiesinger, H.; Hauber, E.; Carr, M.; Masson, P.; Foing, B.; Hoffmann, H.; et al. (2005). "Tropical to mid-latitude snow and ice accumulation, flow and glaciation on Mars". Nature. 434 (7031): 346–350. Bibcode:2005Natur.434..346H. doi:10.1038/nature03359. PMID 15772652. S2CID 4363630.
  24. ^ Head, J.; et al. (2006). "Extensive valley glacier deposits in the northern mid-latitudes of Mars: Evidence for the late Amazonian obliquity-driven climate change". Earth Planet. Sci. Lett. 241 (3–4): 663–671. Bibcode:2006E&PSL.241..663H. doi:10.1016/j.epsl.2005.11.016.
  25. ^ 매들린, J. et al. 2007. 화성: 북위 중위도 빙하화를 위한 기후 시나리오 제안. 달의 행성. 과학 38번. 초록 1778.
  26. ^ Madeleine, J.; Forget, F.; Head, James W.; Levrard, B.; Montmessin, F.; Millour, E. (2009). "Amazonian northern mid-latitude glaciation on Mars: A proposed climate scenario" (PDF). Icarus. 203 (2): 300–405. Bibcode:2009Icar..203..390M. doi:10.1016/j.icarus.2009.04.037.
  27. ^ Mischna, M.; Richardson, Mark I.; Wilson, R. John; McCleese, Daniel J. (2003). "On the orbital forcing of martian water and CO2 cycles: A general circulation model study with simplified volatile schemes". J. Geophys. Res. 108 (E6): 5062. Bibcode:2003JGRE..108.5062M. doi:10.1029/2003JE002051.
  28. ^ Parker, M.; et al. (2010). "3D structure of the Gusev Crater region". Earth and Planetary Science Letters. 294 (3–4): 411–423. Bibcode:2010E&PSL.294..411P. doi:10.1016/j.epsl.2010.01.013.
  29. ^ Kreslavsky, M.; Head, J. (2006). "Modification of impact craters in the northern plains of Mars: Implications for the Amazonian climate history". Meteorit. Planet. Sci. 41 (10): 1633–1646. Bibcode:2006M&PS...41.1633K. doi:10.1111/j.1945-5100.2006.tb00441.x.
  30. ^ Rodríguez, Jose Alexis Palmero (2005). "Control of impact crater fracture systems on subsurface hydrology, ground subsidence, and collapse, Mars". Journal of Geophysical Research. 110. Bibcode:2005JGRE..11006003R. doi:10.1029/2004JE002365.
  31. ^ 페데르센, G., J. 헤드. 2010. 휘발성이 풍부한 기질의 승화에 의한 혼돈 형성: 은하계의 혼란, 화성의 증거. Icarus: 211, 316–329.
  32. ^ Kreslavsky, Mikhail A.; Head, James W. (2002). "Fate of outflow channel effluents in the northern lowlands of Mars: The Vastitas Borealis Formation as a sublimation residue from frozen ponded bodies of water". Journal of Geophysical Research. 107 (E12): 4-1–4-25. Bibcode:2002JGRE..107.5121K. doi:10.1029/2001JE001831.
  33. ^ Carr, Michael H.; Head, James W. (2003). "Oceans on Mars: An assessment of the observational evidence and possible fate" (PDF). Journal of Geophysical Research. 108 (E5): 5042. Bibcode:2003JGRE..108.5042C. doi:10.1029/2002JE001963.
  34. ^ "HiRISE Captioned Image Inspired by HiWish Suggestions". Uahirise.org. Retrieved 2022-03-21.
  35. ^ "HiRISE Mesas in Aureum Chaos (ESP_016869_1775)".