Главная страница

Uogólniona mapa geologiczna Marsa[1]

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].

Mapa geologiczna Marsa (2014)

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

Skład Marsa

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 2017 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 (H2O) i uwodnionych minerałach. Węgiel występuje w postaci dwutlenku węgla (CO2) w atmosferze, a zimą także jako suchy lód w obszarach podbiegunowych. Nieznana ilość węgla jest także związana w postaci węglanów. Azot molekularny (N2) 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 bogatszy w potas i fosfor niż ziemski, a skorupa zawiera 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

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

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

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

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 o wysokiej prędkości i mają tę 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 liczba mniejszych kraterów jest prawdopodobnie znacznie wyższa. Gęstość kraterów na Marsie jest wyższa na półkuli południowej niż na północnej. To tam znajduje się też większość dużych kraterów i basenów uderzeniowych[49][50].

Wulkanizm

Struktury wulkaniczne obejmują duże części powierzchni Marsa. Najbardziej widoczne wulkany na Marsie występują w regionach Tharsis i Elysium[51]. Geolodzy uważają, że jednym z powodów, dla których wulkany na Marsie mogą rosnąć tak duże, jest mała liczba 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

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

Lawiny

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

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].

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

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. duża grupa naukowców poparła ideę poszukiwania życia w kraterze Miyamoto z uwagi na występowanie odwróconych kanałów i minerałów, które wskazywały na obecność wody[77].

Przypisy

Szablon:Przypisy-lista

Linki zewnętrzne

  • a b Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie NYT Face
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie Greeley1993
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie Areologist
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie areology
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie yt_globe
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Francis Nimmo, Ken Tanaka, EARLY CRUSTAL EVOLUTION OF MARS1, http://dx.doi.org/10.1146/annurev.earth.33.092203.122637, 29 listopada 2004, DOI10.1146/annurev.earth.33.092203.122637 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  • Why Is Mars Red?, „Space.com” [dostęp 2017-07-01].
  • Jean-Pierre Bibring i inni, Global Mineralogical and Aqueous Mars History Derived from OMEGA/Mars Express Data, „Science”, 312 (5772), 2006, s. 400–404, DOI10.1126/science.1122659, ISSN 0036-8075, PMID16627738 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie Kieffer1992
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie PressSiever1978
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie Clark1976
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie Foley2008
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie Britannica-am
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie Klein1992
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Vladimir A. Krasnopolsky, Jean Pierre Maillard, Tobias C. Owen, Detection of methane in the martian atmosphere: evidence for life?, „Icarus”, 172 (2), 2004, s. 537–547, DOI10.1016/j.icarus.2004.07.004 [dostęp 2017-07-01].
  • Vittorio Formisano i inni, Detection of Methane in the Atmosphere of Mars, „Science”, 306 (5702), 2004, s. 1758–1761, DOI10.1126/science.1101732, ISSN 0036-8075, PMID15514118 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie NASA chemistry
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie NYT methane
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie Halliday2001
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie Bruckner2008
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Thomas R. Watters, Patrick J. McGovern, Rossman P. Irwin III, Hemispheres Apart: The Crustal Dichotomy on Mars, http://dx.doi.org/10.1146/annurev.earth.35.031306.140220, 30 kwietnia 2007, DOI10.1146/annurev.earth.35.031306.140220 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  • 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, DOI10.1029/JB087iB12p09755, ISSN 2156-2202 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  • The Geology of the Terrestrial Planets, www.lpi.usra.edu [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  • 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, DOI10.1130/0091-7613(1992)020<0411:EFITRE>2.3.CO;2, ISSN 0091-7613 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  • 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, DOI10.1016/j.jvolgeores.2014.01.011 [dostęp 2017-07-01].
  • Victor R. Baker, Water and the martian landscape, „Nature”, 412 (6843), 2001, s. 228–236, DOI10.1038/35084172, ISSN 0028-0836 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  • The Planet Mars: A History of Observation and Discovery. Contents. University of Arizona Press., www.uapress.arizona.edu [dostęp 2017-07-01].
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie Kargel2004
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Ron Miller, Mars, Twenty-First Century Books, 1 sierpnia 2003, ISBN 978-0-8225-6364-8 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  • Mars-Valles Marineris View 2, www.fossweb.com [dostęp 2017-07-01].
  • Oblique View of Valles Marineris, www.jpl.nasa.gov [dostęp 2017-07-01].
  • 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.).
  • Michael Carr, The surface of Mars., Cambridge, UK: UK: Cambridge University Press, 2006, s. 95, ISBN 0-521-87201-4.
  • W. Hartmann, A Traveler's Guide to Mars: The Mysterious Landscapes of the Red Planet, New York: Workman Publishing, 2003, s. 316, ISBN 978-0-7611-2606-5.
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie Tanaka1986
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie MSSS age
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • 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, DOI10.1029/2002JE001842, ISSN 2156-2202 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  • 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, DOI10.1002/2015JE004891, ISSN 2169-9100 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  • 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, DOI10.1016/j.epsl.2009.06.042 [dostęp 2017-07-01].
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie ages
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Michael Carr, The surface of Mars, Cambridge, UK: UK: Cambridge University Press, 2006, s. 1, ISBN 0-521-87201-4.
  • 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, DOI10.1029/JB094iB02p01573, ISSN 2156-2202 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie Leighton1965
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie Leighton1969
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie Pike1980
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Michael Carr, The surface of Mars. Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2006, s. 24-27, ISBN 0-521-87201-4.
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie Strom1992
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie Barlow1988
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Mars Module 9, geology.isu.edu [dostęp 2017-07-01].
  • Mars Impacts...The Paper!, www2.oberlin.edu [dostęp 2017-07-01].
  • Haraldur Sigurdsson i inni, Encyclopedia of Volcanoes, Academic Press, 23 października 1999, ISBN 978-0-08-054798-5 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  • Does Mars have tectonic plates? | Space Facts – Astronomy, the Solar System & Outer Space | All About Space Magazine [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  • Plate Tectonics on Mars? | Science Mission Directorate, science.nasa.gov [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  • Geologist claims to have found plate tectonics on Mars - physicsworld.com, physicsworld.com [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  • Mars Surface Made of Shifting Plates Like Earth, Study Suggests, „Space.com” [dostęp 2017-07-01].
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie UCLA
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie NASA minerals
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie NASA unexpected
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie Andrews-Hanna2007
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie Andrews-Hanna2010
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie NASA rover
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie Grotzinger2005
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie McLennan2005
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie SquyresKnoll2005
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie Wiseman2011
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie avalanche
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Frank C. Chuang i inni, HiRISE observations of slope streaks on Mars, „Geophysical Research Letters”, 34 (20), 2007, L20204, DOI10.1029/2007GL031111, ISSN 1944-8007 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  • Kaylan J. Burleigh i inni, Impact airblast triggers dust avalanches on Mars, „Icarus”, 217 (1), 2012, s. 194–201, DOI10.1016/j.icarus.2011.10.026 [dostęp 2017-07-01].
  • Meteorite shockwaves trigger dust avalanches on Mars [dostęp 2017-07-01].
  • Tony Greicius, Slope Streaks or RSL?, „NASA”, 19 grudnia 2016 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  • 2001 Mars Odyssey: Press Releases, mars.jpl.nasa.gov [dostęp 2017-07-01].
  • NASA - NASA Orbiter Finds Possible Cave Skylights on Mars, www.nasa.gov [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  • Mars Orbiter Back at Full Strength, „Space.com” [dostęp 2017-07-01].
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie Space caves
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie HiRISE
    BŁĄD PRZYPISÓW
  • J.M. Davis i inni, Extensive Noachian fluvial systems in Arabia Terra: Implications for early Martian climate, „Geology”, 44 (10), 2016, DOI10.1130/G38247.1, ISSN 0091-7613 [dostęp 2017-07-01] (ang.).
  • Błąd w przypisach: Błąd w składni elementu <ref>. Brak tekstu w przypisie o nazwie Newsom2010
    BŁĄD PRZYPISÓW