테라 치메리아

Terra Cimmeria
Terra Cimmeria 및 기타 인근 지역의 경계를 나타내는 MOLA 지도
남극 및 기타 지역 근처의 테라 치메리아 경계를 나타내는 MOLA 지도

Terra Cimmeria는 화성의 큰 지역으로 중심지는 다음과 같다.34°42ºS 145°00ºE / 34.7°S 145°E / -34.7, 좌표: 34°42ºS 145°00ºE / 34.7°S 145°E / -34.7, 145 및 가장 넓은 범위에서 5,400km(3,400mi)를 커버합니다.위도 15N~75S, 경도 170~[1]260W입니다.그것은 에리다니아 사각형 안에 있다.Terra Cimmeria는 지구의 남쪽 고원 지역에 있는 크레이터가 많은 지역 중 하나입니다.스피릿 탐사선은 그 지역 근처에 착륙했다.

Cimmerium이라는 단어는 고대 트라키아 선원들에게서 유래되었다.그 땅은 항상 구름과 [2]안개로 덮여 있었다.

2012년 [4]3월 말에 이 지역 상공에서 응결 구름으로 보이는 [3]고공의 시각적 현상이 관측되었다.NASA는 2001년 화성 오디세이 우주선의 TEMIS 기구와 화성 정찰 [3][4]궤도선의 MARCI를 포함한 화성 궤도선 몇 개로 그것을 관찰하려고 했다.

화성 갤리

Terra Cimmeria는 최근 흐르는 [5][6]물에 의한 갈매기들의 위치이다.갤리지는 가파른 경사면, 특히 크레이터 벽에서 발생한다.갈매기는 크레이터가 거의 없기 때문에 비교적 어린 것으로 여겨진다.게다가, 그들은 꽤 젊다고 여겨지는 모래 언덕 꼭대기에 놓여있다.보통 각 도랑에는 도코브, 수로, 앞치마가 있습니다.일부 연구는 모든 [7]방향을 향하는 경사면에서 갤리 현상이 발생한다는 것을 발견했고, 다른 연구에서는 특히 [8][9]30-44 S에서 극을 향하는 경사면에서 갤리 현상이 더 많이 발견된다는 것을 발견했다.

비록 [10]많은 아이디어들이 그것들을 설명하기 위해 제시되었지만, 가장 인기 있는 것은 대수층, 오래된 빙하의 바닥에서 녹는 것, 또는 기후가 [11][12]더 따뜻할 때 땅 속의 얼음이 녹는 것에서 나오는 액체 물과 관련이 있다.

세 가지 이론 모두에 대한 증거가 있다.대부분의 협곡의 도코베 헤드는 대수층이 예상하는 것과 같은 레벨에서 발생합니다.다양한 측정과 계산에 따르면 물줄기가 [13]시작되는 통상적인 깊이의 대수층에 액체 상태의 물이 존재할 수 있습니다.이 모델의 변형 중 하나는 상승하는 뜨거운 마그마가 땅속의 얼음을 녹여 물이 대수층으로 흐르게 했을 수 있다는 것이다.대수층은 물이 흐르게 하는 층이다.다공질 사암으로 구성될 수 있습니다.대수층은 물이 내려가는 것을 막는 다른 층 위에 위치할 것이다.대수층의 물이 내려가는 것을 막기 때문에 갇힌 물이 흐를 수 있는 유일한 방향은 수평이다.결국, 대수층이 갈라진 틈에 이르면, 분화구 벽처럼 물이 지표로 흘러 나올 수 있다.그 결과로 생긴 물의 흐름은 벽을 침식시켜 [14]협곡을 만들 수 있다.대수층은 지구에서 꽤 흔하다.좋은 예가 유타 [15]시온 국립공원에 있는 "위핑 록"이다.

다음 이론에 대해서는, 화성 표면의 많은 부분이 얼음과 [16][17][18]먼지의 혼합으로 생각되는 두껍고 매끄러운 맨틀로 덮여 있다.두께가 몇 야드인 이 얼음이 풍부한 맨틀은 땅을 매끄럽게 하지만, 군데군데는 농구공 표면과 비슷한 울퉁불퉁한 질감을 가지고 있다.맨틀은 빙하와 같을 수 있고 특정한 조건 하에서 맨틀에 섞여 있는 얼음이 녹아서 경사면을 따라 흘러내려 갈 [19][20][21]수 있다.이 맨틀에는 크레이터가 거의 없기 때문에 맨틀은 비교적 젊다.HiRISE가 [22]본 프톨레마이오스 분화구 림의 사진은 이 맨틀의 멋진 모습입니다.얼음이 풍부한 맨틀은 기후 [23]변화의 결과일 수 있다.화성의 궤도와 기울기의 변화는 극지방에서 텍사스와 동등한 위도로의 물 얼음 분포에 큰 변화를 일으킨다.특정 기후 기간 동안 수증기는 극지방의 얼음을 떠나 대기로 들어간다.물은 서리나 눈의 퇴적물이 먼지와 풍부하게 섞이면서 낮은 위도에서 지상으로 돌아온다.화성의 대기에는 많은 양의 미세먼지 입자가 포함되어 있다.수증기는 입자를 응축한 후 수막의 추가 무게로 인해 지상으로 떨어집니다.화성이 가장 기울어지거나 기울어져 있을 때 여름 만년설에서 최대 2cm(0.79인치)의 얼음이 제거되어 중위도에 퇴적될 수 있다.이러한 물의 움직임은 수천 년 동안 지속될 수 있고 약 10미터([24][25]33피트) 두께의 눈층을 형성할 수 있다.맨틀링 층의 맨 위에 있는 얼음이 다시 대기로 들어가면, 남아있는 [26]얼음을 단열하는 먼지를 남긴다.협곡의 고도와 경사 측정은 설대나 빙하가 협곡과 관련이 있다는 생각을 뒷받침한다.경사가 급할수록 그늘이 많아져 [8][27]눈을 보존할 수 있다.고도가 높을수록 얼음은 더 [28]높은 고도의 희박한 공기에서 더 많이 승화하는 경향이 있기 때문에 갈리가 훨씬 적다.

세 번째 이론은 기후 변화가 단순히 땅 속의 얼음이 녹아서 협곡을 형성하기에 충분하기 때문에 가능할 수 있다.온난한 기후가 지속되는 동안, 처음 몇 미터의 땅이 녹아서 건조하고 추운 그린란드 동부 [29]해안의 것과 유사한 "데브리스 흐름"을 만들어 낼 수 있다.갤리지는 가파른 경사면에서 발생하기 때문에 흐름을 시작하기 위해 토양 입자의 전단 강도를 약간만 감소시키면 된다.녹은 얼음에서 나오는 소량의 액체 물로 [30][31]충분할 수 있다.계산 결과, 현재 [32]조건에서도 각 화성 연도의 50일 동안 매일 3분의 1mm의 유출물이 생성될 수 있다.

마그네틱 스트라이프 및 플레이트 텍토닉스

Mars Global Surveyor (MGS)는 화성의 지각, 특히 파에톤티스와 에리다니아 사각망글(테라 [33][34]시메리아와 테라 사이렌움)MGS의 자력계는 최대 2,000 킬로미터까지 거의 평행하게 달리는 100 킬로미터(62 mi) 폭의 자화 지각의 줄무늬를 발견했습니다.이러한 줄무늬는 표면에서 위쪽을 가리키는 북극과 [35][36]아래쪽을 가리키는 북극과 극성이 번갈아 나타납니다.1960년대에 지구에서 유사한 줄무늬가 발견되었을 때, 그것들은 판구조론의 증거로 받아들여졌다.연구자들은 화성의 이러한 자석 줄무늬가 판구조 [37][38][39]활동의 짧은, 초기 기간에 대한 증거라고 믿고 있다.암석들이 단단해졌을 때 그들은 그 당시 존재했던 자력을 유지하였다.행성의 자기장은 표면 아래의 유체 운동에 의해 발생한다고 믿어진다.초기 데이터는 MGS가 항공 제동 중 행성에 가까이 이동했을 때 확보되었다.그러나 400km(250mi)의 고도에서 2년 동안 수집된 이후 측정 결과 자기장 특성이 [40]지표면의 알려진 특징과 일치한다는 것이 밝혀졌다.하지만, 지구의 자기 줄무늬와 화성의 자기 줄무늬 사이에는 몇 가지 차이점이 있다.화성 줄무늬는 더 넓고, 훨씬 더 강하게 자화되어 있으며, 중간 지각 확산 구역에서 퍼져나가지 않는 것으로 보입니다.이 자기 띠를 포함한 지역이 약 40억 년 전의 것이기 때문에, 지구 자기장은 화성의 핵에 있는 용융 철의 온도가 자기 발전기에 섞일 정도로 높았을 때, 화성 생의 처음 몇 억 년 동안만 지속되었을 것으로 여겨진다.헬라스처럼 큰 충격 분지 근처에는 자기장이 없습니다.충격의 충격으로 바위에 남아 있는 자석이 지워졌을지도 모른다.그래서, 초기 중심부의 유체 운동에 의해 생성된 자성은 [41]충돌 후에 존재하지 않았을 것이다.

헤마타이트(FeO23)와 같은 자성 물질을 함유한 용융암이 자기장의 존재 하에서 냉각되어 응고되면 자화되면서 배경장의 극성을 띠게 된다.이 자석은 이후 특정 온도(철의 경우 770°C인 퀴리점) 이상으로 가열되는 경우에만 손실됩니다.바위에 남아 있는 자력은 바위가 [42]굳었을 때의 자기장의 기록이다.

빙하

화성의 많은 특징들은 얼음이 녹는 것을 막는 상대적으로 얇은 파편들로 덮여있는 빙하로 여겨진다.이러한 기능의 일부를 아래 그림에 나타냅니다.그것들에 대한 자세한 설명은 화성의 빙하 기사에서 찾을 수 있다.

  • Crater floor, as seen by HiRISE under HiWish program. Rough surface was produced by ice leaving the ground. The crater has accumulated much ice that is covered by rocks and dirt.

    HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 크레이터 바닥.지표면이 거친 것은 지면을 빠져나가는 얼음 때문이다.그 분화구는 바위와 흙으로 뒤덮인 많은 얼음을 축적했다.

  • Mantle layers, as seen by HiRISE under HiWish program. Mantle is ice-rich and falls from the sky during certain climates. The presence of a number of layers suggests it has come from the sky at different times.

    HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 맨틀 레이어.맨틀은 얼음이 풍부하고 특정 기후 동안 하늘에서 떨어집니다.여러 층의 존재는 그것이 다른 시기에 하늘에서 왔다는 것을 암시한다.

  • Arrhenius Crater, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter).

    (화성 정찰 궤도선의) CTX 카메라로 볼 수 있는 아레니우스 크레이터.

  • Glacial features in Arrhenius Crater, as seen by HiRISE under the HiWish program. Arrows point to old glaciers.

    HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 Arrhenius 크레이터의 빙하 특성.화살표는 오래된 빙하를 가리키고 있다.

  • Cruls Crater, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Arrows indicate old glaciers.

    CTX 카메라로 볼 수 있는 크룰스 크레이터(화성 정찰 궤도선).화살표는 오래된 빙하를 나타낸다.

  • Old glaciers in Cruls Crater, as seen by HiRISE under HiWish program.

    HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 크룰스 크레이터의 오래된 빙하.

사구

모래 언덕을 만들 수 있는 완벽한 조건, 한 방향으로 바람이 꾸준히 불고 충분한 양의 모래만 있으면 바르칸 모래 언덕이 형성된다.바르칸은 바람이 부는 쪽에 완만한 경사가 있고 바람이 부는 쪽에 훨씬 더 가파른 경사가 있어 뿔이나 칼자국이 [43]종종 생긴다.모래언덕 전체가 바람에 따라 움직이는 것처럼 보일 수 있다.화성의 모래 언덕을 관찰하는 것은 바람이 얼마나 강한지 뿐만 아니라 바람의 방향도 알려줄 수 있다.사진을 정기적으로 찍으면 모래언덕이나 모래언덕 표면의 잔물결이 변할 수 있다.화성에서 모래언덕은 흔한 화산암 현무암으로 형성되었기 때문에 종종 어두운 색을 띤다.건조한 환경에서, 올리빈이나 피록센과 같은 현무암에 있는 어두운 광물은 지구에서처럼 분해되지 않는다.드물긴 하지만 하와이에서도 현무암을 분출하는 많은 화산이 있는 어두운 모래가 발견됩니다.바르찬은 투르키스탄의 [44]사막 지역에서 처음 발견되었기 때문에 러시아 용어이다.화성에 부는 바람의 일부는 극지방의 드라이아이스가 봄에 가열될 때 발생한다.이때 고체 이산화탄소(드라이아이스)는 기체로 직접 승화 또는 변화해 고속으로 돌진한다.매년 화성에서는 대기 중 이산화탄소의 30%가 얼어 겨울을 나는 극지를 덮고 있기 때문에 강한 바람이 [45]불 가능성이 크다.

  • Dark dunes, as seen by HiRISE under HiWish program. Dark dunes are composed of the igneous rock basalt. The dark box in the center of the photo shows the area enlarged in the next image. The scale is 500 meters long.

    HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 어두운 모래 언덕.어두운 모래언덕은 화성암 현무암으로 이루어져 있다.사진 중앙에 있는 어두운 상자는 다음 이미지에서 확대된 영역을 보여줍니다.저울의 길이는 500미터입니다.

  • Close up of dark dunes, as seen by HiRISE under HiWish program. The image is a little more than 1 km in its longest dimension. The location of this image is shown in the previous image.

    HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 어두운 모래 언덕을 클로즈업합니다.이미지는 가장 긴 치수가 1km를 조금 넘습니다.이 이미지의 위치는 이전 이미지에 나와 있습니다.

  • Dunes, as seen by HiRISE under HiWish program. Location is Eridania quadrangle.

    HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 모래 언덕.위치는 에리다니아 사각지대입니다

  • Dunes on crater floor, as seen by HiRISE under HiWish program

    HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 분화구 바닥의 모래 언덕

  • Wide view of dunes near craters, as seen by HiRISE under HiWish program

    HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있듯이 크레이터 근처의 모래 언덕을 넓게 볼 수 있습니다.

  • Close view of dunes, as seen by HiRISE under HiWish program

    HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 모래 언덕의 근접도

  • Close view of dunes near crater, as seen by HiRISE under HiWish program

    HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있듯이 크레이터 근처의 모래 언덕을 가까이에서 볼 수 있습니다.

  • Close, color view of dunes, as seen by HiRISE under HiWish program

    HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 가까운 사구의 컬러 뷰

갤러리

  • Surface on crater floor, as seen by HiRISE under HiWish program.

    HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 크레이터 바닥 표면.

  • Channel, as seen by HiRISE under HiWish program

    HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 채널

  • Channel on floor of crater, as seen by HiRISE under HiWish program

    HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 분화구 바닥의 채널

  • Group of craters possibly due to an asteroid breaking up.

    소행성의 붕괴로 인한 크레이터 그룹입니다.

  • Ridges exposed from under a dark layer, as seen by HiRISE under HiWish program

    HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 어두운 층 아래에서 드러난 융기

  • Channel that has eroded through a wrinkle ridge, as seen by HiRISE under HiWish program Arrow shows point where channel eroded through ridge.

    HiWish Arrow 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있듯이 주름 능선을 통해 침식된 채널은 능선을 통해 침식된 지점을 보여줍니다.

인터랙티브 화성 지도

Acheron FossaeAcidalia PlanitiaAlba MonsAmazonis PlanitiaAonia PlanitiaArabia TerraArcadia PlanitiaArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumElysium MonsElysium PlanitiaGale craterHadriaca PateraHellas MontesHellas PlanitiaHesperia PlanumHolden craterIcaria PlanumIsidis PlanitiaJezero craterLomonosov craterLucus PlanumLycus SulciLyot craterLunae PlanumMalea PlanumMaraldi craterMareotis FossaeMareotis TempeMargaritifer TerraMie craterMilankovič craterNepenthes MensaeNereidum MontesNilosyrtis MensaeNoachis TerraOlympica FossaeOlympus MonsPlanum AustralePromethei TerraProtonilus MensaeSirenumSisyphi PlanumSolis PlanumSyria PlanumTantalus FossaeTempe TerraTerra CimmeriaTerra SabaeaTerra SirenumTharsis MontesTractus CatenaTyrrhen TerraUlysses PateraUranius PateraUtopia PlanitiaValles MarinerisVastitas BorealisXanthe TerraMap of Mars
The image above contains clickable links화성 지구 지형의 인터랙티브 이미지 맵입니다.마우스를 이미지 위로 가져가면 60개 이상의 두드러진 지리적 지형의 이름을 볼 수 있습니다.클릭하면 해당 지형에 링크할 수 있습니다.베이스 맵의 색칠은 NASA의 화성 글로벌 서베이어(Mars Global Surveyor)에 있는 화성 궤도선 레이저 고도계의 데이터에 근거해 상대적인 고도를 나타낸다.흰색과 갈색은 가장 높은 고도(+12~+8km), 분홍색과 빨간색(+8~+3km), 노란색은 0km, 녹색과 파란색은 낮은 고도(-8km까지)를 나타냅니다.축은 위도와 경도이며 극지방이 표시됩니다.
(「」도 참조해 주세요.Mars Rover 지도와 Mars 메모리얼 지도) (보기 및 논의)


「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ http://planetarynames.wr.usgs.gov/Features/5930[영구 데드링크]
  2. ^ 블렁크, J. 1982화성과 그 위성들.Exposition Press (엑스포션 프레스)뉴욕 스미스타운
  3. ^ a b "Mars' mystery cloud explained". nbcnews.com. April 10, 2012.
  4. ^ a b "Mysterious cloud spotted on Mars". nbcnews.com. March 24, 2012.
  5. ^ "HiRISE Gorgonum Chaos Mesas (PSP_004071_1425)". hirise.lpl.arizona.edu.
  6. ^ "HiRISE Gullies on Gorgonum Chaos Mesas (PSP_001948_1425)". hirise.lpl.arizona.edu.
  7. ^ Edgett, K. et al. 2003극지방 및 중위도 화성 갤리:MGS MOC에서 본 지도 궤도에서의 2년 후의 모습.달 행성.제34장Abstract 1038.
  8. ^ a b "doi:10.1016/j.icarus.2006.11.020" (PDF). doi:10.1016/j.icarus.2006.11.020. Retrieved 2021-03-12. {{cite journal}}:Cite 저널 요구 사항 journal=(도움말)
  9. ^ Dickson, J. et al. 2007.화성 남쪽 중위도에 있는 화성 갈매기 지역 지역 및 지구 지형을 기반으로 기후 제어된 젊은 하천 형성을 위한 증거입니다.이카로스: 188. 315-323
  10. ^ "PSRD: Gullied Slopes on Mars". www.psrd.hawaii.edu.
  11. ^ Heldmann, J., M.멜론.화성의 협곡과 잠재적 형성 메커니즘의 제약에 대한 관찰.2004년 이카루스168: 285–304.
  12. ^ 잊어버려, F. et al. 2006.화성 별세계 이야기Praxis 퍼블리싱치체스터, 영국
  13. ^ Heldmann, J., M.멜론.2004. 화성 갤리 관측과 잠재적 형성 메커니즘의 제약.이카로스168:285-304
  14. ^ November 2004, Leonard David 12 (12 November 2004). "Mars Gullies Likely Formed By Underground Aquifers". Space.com.
  15. ^ 해리스, A, E터틀.1990년 국립공원 지질학Kendall/Hunt 출판사.아이오와 주
  16. ^ 말린, M., K.에젯2001. Mars Global Surveyer Mars Orbiter 카메라:행성간 순항이 주요 임무입니다J. Geophys.문제: 106> 23429-23570
  17. ^ 머스타드, J. et al. 2001.최근 화성 기후 변화에 대한 증거로 젊은 지표면 부근의 얼음이 발견되었다.자연: 412. 411~414.
  18. ^ 카, M. 2001화성 글로벌 서베이어 관측소.J. Geophys.문제: 106.23571-23595.
  19. ^ "Martian gullies could be scientific gold mines". NBC News.
  20. ^ Head, James W.; Marchant, David R.; Kreslavsky, Mikhail A. (September 9, 2008). "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): 13258–13263. doi:10.1073/pnas.0803760105. PMC 2734344. PMID 18725636.
  21. ^ 헤드, J. et al. 2008.화성에 협곡 형성: 최근의 기후 역사와 일사 미세 환경은 지표수 흐름의 기원을 나타냅니다.PNAS: 105. 13258 – 13263.
  22. ^ Christensen, P.물이 풍부한 광대한 눈 퇴적물이 녹으면서 최근 화성의 물줄기가 형성되었습니다.자연: 422. 45~48.
  23. ^ "Archived copy". news.nationalgeographic.com. Archived from the original on 4 May 2008. Retrieved 6 June 2022.{{cite web}}: CS1 maint: 제목으로 아카이브된 복사(링크)
  24. ^ Jakosky B.와 M. Car. 1985년경사도가 높은 기간 동안 화성의 저위도에서 얼음이 내릴 수 있습니다.자연: 315. 559-561.
  25. ^ Jakosky, B. et al. 1995.무질서한 경사도와 화성 기후의 특성.J. Geophys.문제: 100. 1579-1584.
  26. ^ MLA NASA/제트 추진 연구소(2003년 12월 18일).화성이 빙하기에서 생겨나고 있을지도 모른다.사이언스 데일리Google Advertise에 의해 https://www.sciencedaily[permanent dead link].com/releases/2003/12/031218075443.htmAds에서 2009년 2월 19일 취득
  27. ^ Dickson, J. et al. 2007.화성 남쪽 중위도에 있는 화성 갈매기 지역 지역 및 지구 지형을 기반으로 기후 제어된 젊은 하천 형성을 위한 증거입니다.이카루스: 188. 315-323.
  28. ^ 헥트, M. 2002화성에서 액체 상태의 물의 전이성.이카로스: 156. 373-386.
  29. ^ Peulvast, J. Physio-Geo. 18. 87~105.
  30. ^ 코스타드, F. et al. 2001화성의 잔해 흐름: 지구 주변 빙하 환경과 기후의 영향과 유사합니다.달 및 행성 과학 XXXII(2001)1534.pdf
  31. ^ http://www.spaceref.com:16090/news/viewpr.html?pid=7124[영구 데드링크]
  32. ^ 클로우, G. 1987먼지 쌓인 눈 덩어리가 녹으면서 화성에 액체 상태의 물이 생성된다.이카루스: 72.93~127.
  33. ^ 바로우, N. 2008화성: 내부, 표면, 대기에 대한 소개.케임브리지 대학 출판부
  34. ^ Forget, François; Costard, François; Lognonné, Philippe (2007-12-12). Planet Mars: Story of Another World. ISBN 978-0-387-48925-4.
  35. ^ Taylor, Fredric W. (2009-12-10). The Scientific Exploration of Mars. ISBN 978-0-521-82956-4.
  36. ^ Barlow, Nadine (10 January 2008). Mars: An Introduction to its Interior, Surface and Atmosphere. ISBN 978-0-521-85226-5.
  37. ^ 코너니, J. et al. 1999화성의 고대 지각에 있는 자기 선들.과학: 284. 794~798.
  38. ^ Langlais, B. et al.2004. 화성의 지각 자기장.지구물리학 연구 저널 109: EO2008
  39. ^ 스펜키, K, L. 베이커2000. 화성에서의 자화, 자기극, 극성유행.이카로스147: 26–34.
  40. ^ Connerney, J. et al. 2005.화성 지각 자석의 구조학적 영향.미국 국립과학원 회의록 102: 14970–14975
  41. ^ 아쿠나, M. et al. 1999.화성 글로벌 서베이어 MAG/ER 실험에 의해 발견된 지각 자화의 전세계 분포.과학. 284: 790-793.
  42. ^ "ESA Science & Technology - Martian Interior". sci.esa.int.
  43. ^ Pye, Kenneth; Haim Tsoar (2008). Aeolian Sand and Sand Dunes. Springer. p. 138. ISBN 9783540859109.
  44. ^ "Barchan sand dune". Encyclopedia Britannica.
  45. ^ Mellon, J. T.; Feldman, W. C.; Prettyman, T. H. (2003). "The presence and stability of ground ice in the southern hemisphere of Mars". Icarus. 169 (2): 324–340. Bibcode:2004Icar..169..324M. doi:10.1016/j.icarus.2003.10.022.

외부 링크

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