跳至內容

諾亞紀

維基百科，自由的百科全書
諾亞紀
4100 – 3700 百萬年前
諾亞高地火星軌道器激光高度計彩色地形圖，諾亞系的典型地貌區，注意表面與月球高地類似。顏色表示海拔高度，紅色最高，藍紫色最低；右下角藍色部分是巨大的希臘撞擊盆地西北部。
地質年代
細分早諾亞世

中諾亞世

晚諾亞世
具體信息
天體火星
適用時標火星地質年代
定義
地質年代單位紀
年代地層單位系
典型部位諾亞高地

諾亞紀（Noachian）是火星上的一個地質系統和早期地質年代，其特點是隕石和小行星撞擊率高，可能存在豐富的地表水[1]。諾亞時期的絕對年齡尚不確定，但可能對應於41至37億年前的月球前酒海紀至早雨海世[2]，這段時期被稱為後期重轟炸期[3]。月球和火星上的許多大型撞擊盆地就形成於這一時期。諾亞時期大致相當於地球上可能出現了第一批生命形式的冥古宙和太古宙早期[4]。

火星上諾亞時代的地形是尋找地外生命化石證據着陸器的主要登陸點[5][6]。諾亞期間，火星大氣層比今天稠密，氣候可能溫暖到可以降雨[7]；南半球曾存在着大型湖泊和河流[8][9]，並且海洋可能覆蓋了低洼的北部平原[10][11]；塔爾西斯地區發生了大規模的火山活動，產生出龐大的火山物質（塔西斯隆起）並向大氣層釋放了大量的氣體[3]。表層岩石的風化產生了多種粘土礦物（頁硅酸鹽），這些礦物都是在有利於生命的化學條件下形成的[12][13]。

名稱來源及描述

「諾亞系」和「諾亞紀」是以諾亞高地（意為「諾亞之地」）命名，這是希臘盆地以西一處布滿撞擊坑的高地。諾亞系典型地貌區分布於諾亞區 (MC-27) 南緯 45度、西經340度周圍。大尺度上（>100 米），諾亞地表丘陵林立和崎嶇坎坷，類似於月球高地。諾亞地形由許多重疊和交錯的古隕坑噴射物毯組成，來自大型撞擊盆地的山地邊緣物質和隆起的基底岩也很常見[14]（參見安西瑞斯山）。大型撞擊坑的分布密度非常高，每百萬公里2約有 400 座直徑大於 8 公里的隕石坑[15]。諾亞時代單元覆蓋了45%的火星表面[16]，它們主要分布在火星南部高地，但也存在於北部大片地區，如滕比和克珊忒高地、阿刻戎塹溝群和伊希斯盆地（利比亞山）周圍[17][18]。

赫斯珀里亞紀亞馬遜紀
火星地質年代期 (百萬年前)

諾亞年代和地層

顯示了疊加關係的高分辨率成像科學設備圖像，讓地質學家得以確定地表單元的相對年齡的。深色的熔岩流（更年輕）疊壓在右側淺色、更坑窪的地形（更古老的熔岩流？）之上，中間隕石坑的噴出物覆蓋了兩側單元，表明隕石坑是該圖像中最年輕的特徵（請參見右側的橫截面示意圖）。

火星的時間周期是基於探測器圖像對地表單元的地質測繪[14][19]而劃分。地表單元是一種具有獨特質地、色澤、反照率和光譜特性的地形，或一組與其他地表單元相區別的地表形態，且範圍大到足以顯示在地圖上[20]。製圖員使用20世紀60年代早期開創的地層學方法對月球進行了攝影地質研究[21]。儘管基於表面特徵，但表面單元不是地表本身或地形組，它是一種「推斷」的地質單元（如組），表示地表下片狀、楔狀或板狀岩體[22][23]。地表單元可以是撞擊坑噴出沉積物、熔岩流或任何可在三維空間中表示為一層由上下相鄰單元限定的離散地層（如右圖所示）。利用疊加（如左圖所示）、橫切關係和撞擊坑密度與年齡關係等原理，地質學家可將這些單元按最古老到最年輕的相對年齡順序進行排序。相似年齡的單位在全球範圍內被劃分為更大的時間地層（年代地層）單位，稱為系。對於火星，定義了三種系：諾亞系、赫斯珀里亞系和亞馬遜系。位於（早於）諾亞系之下的地質單元（更古老）被非正式地指定為前諾亞系[24]，相當於諾亞系的地質時間（地質年代）是諾亞紀，諾亞系的岩石或地表單元形成或沉積於諾亞紀時期。

系統與周期

編  史
年代地層學中的岩（岩層）段 地質年代學中的時間跨度 備註（火星）
宇 宙 不用於火星。
界 代 不用於火星。
系 紀 總計3種，長約108至109年。
統 世 總計8種，長約107至108年。
階 期 不用於火星。
帶 時 小於期/階；非國際地層委員會所用時標。

「系」和「 紀」在正式地層命名法中是不可互換的，儘管它們在流行讀物中經常被混淆。系是一種理想化的地層柱，它基於某一典型區域（典型剖面）的物理岩石記錄，這一記錄與全球許多不同位置的岩石剖面相關聯[26]。一種系與上下相鄰的邊界地層有明顯不同的特徵（在地球上，通常是標準化石），表明主要動物群或環境條件發生了顯著（通常為突發性的）改變（參見白堊紀-古近紀邊界示例）。

在任何地方，給定地層系中的岩石剖面都容易包含空隙（非整合），就像書中的缺頁。在某些地方，由於未產生沉積或後來的侵蝕，該系中的岩石完全缺失。例如，美國中東部內陸大部分地區都不存在白堊紀系的岩石，但是，那裡肯定仍經歷過白堊紀時期。因此，地質時期代表形成該地層系的沉積時段，且包含所有空隙中存在的未知時長[26]。時期以年為單位，由放射性定年確定。在火星上，除了來源於地層背景未知的火星隕石外，無法獲得放射性年齡。相反，火星上的絕對年齡是由撞擊坑密度決定的，這在很大程度上取決於隨時間變化的隕石坑形成模型[27]。因此，火星各時期準確的開始和結束時間都無法確定，尤其是赫斯珀里亞/亞馬遜邊界，其誤差可能達到2或3倍[24][28]。

諾亞系和赫斯佩里亞系的地質接觸。赫斯珀里亞脊狀平原(Hr)圍繞併疊壓在更古老的諾亞隕坑平原(Npl)上。請注意，脊狀平原部分掩埋了許多古老的諾亞時代隕石坑。該圖像為熱輻射成像系統紅外拼接圖，類似海盜號拍攝的照片。

邊界和細分

火星上許多地區，諾亞系的頂層覆蓋着更稀疏的隕石坑和脊狀平原材質，這些材質被解釋為巨大的洪流玄武岩，其成分與月球的月海相似。這些脊狀平原構成了較年輕的赫斯珀里亞系的基礎（右圖），諾亞系的地層下邊界尚未正式確定。該地層系最初設想包含了可追溯至45億年前形成地殼的岩石單元[14]。然而，美國宇航局戈達德太空飛行中心的赫伯特·弗雷（Herbert Frey）使用火星軌道器激光高度計（MOLA）數據進行的研究表明，火星南部高地包含了許多被掩埋的撞擊盆地（稱為準圓形窪地，縮寫「QCDs」），這些盆地比可看到的諾亞時代地表更古老，並且早於希臘撞擊，他建議應將希臘撞擊標誌為諾亞系的基礎。如果弗雷看法是正確的，那麼火星高地的大部分基岩都應屬於41億多年前的前諾亞時代[29]。

整個諾亞系可細分為三種年代地層「統」：下諾亞統、中諾亞統和上諾亞統。統是以「參考物」或行星地表上顯示獨特地質事件的位置為基礎，可通過撞擊坑年齡和地層所處層次在時間上識別。例如上諾亞統的參考物是阿耳古瑞盆地以東一處介於隕坑與平原中間的平坦區，該平原疊加在（古老的）中諾亞統更凹凸不平的地形上，反過來又被撞擊坑較少的脊狀平原-下赫斯珀里亞統（更年輕）所覆蓋[2][30]。三種諾亞統對應的地質時期（地質年代）單元為早諾亞世、中諾亞世和晚諾亞世。請注意，世是紀的細分，這兩條術語在正式地層學中並不同義。

諾亞紀(百萬年前)[24]

地層術語常常讓地質學家和非地質學家都感到困惑，解決難題的一種方法是通過以下示例：您可以很輕鬆地前往俄亥俄州辛辛那提去參觀奧陶系上奧陶「統」中的岩石露頭，您甚至可以在那裡收集到三葉蟲化石。但是，您無法訪問奧陶「紀」時期的晚奧陶「世」並收集到一隻真正的三葉蟲。

以地球為基礎的正式地層命名方案已成功應用於火星數十年了，但仍有許多缺陷。毫無疑問，隨着越來越多更好的數據可用，該方案將會得到進一步的完善或更新[31]（請參閱下面的礦物學時間表作為替代方案的示例）。為更全面了解火星地質史和年代學，顯然有必要從已確認的地表單元獲得樣品的輻射地質齡[32]。

諾亞紀時期的火星

藝術家對早期濕潤火星的印象圖，顯示了晚赫斯珀里亞世的特徵（溢出河道），因此，這並不能提供一幅準確的諾亞時代火星圖片，但從太空看，火星的整體外觀可能相似，特別值得一提的是，北半球有一大片浩瀚的海洋（左上角）和一座覆蓋了希臘平原的海（右下角）。

諾亞紀與後續時代的區別在於，地表岩石的高撞擊、侵蝕、河谷形成、火山活動率以及地表岩石風化產生了豐富的頁硅酸鹽（粘土礦物），這些過程意味着全球氣候更加濕潤，至少出現了階段性的溫暖環境[3]。

撞擊坑

月球隕石坑記錄表明，40億年前太陽系內的撞擊率是今天的500倍[33]。在諾亞紀期間，火星上每百萬年就會形成一座直徑約100公里的隕石坑[3]，而小型撞擊的速率更是呈指數級增長[a]。如此高的撞擊率使地殼破裂至數公里深[35]，並在星球表面留下厚厚的噴發沉積物。巨大撞擊所釋放出的大量熾熱噴射物，將大氣和地表加熱至高溫，從而對氣候產生深遠的影響[36]。高撞擊率很可能是通過撞擊侵蝕消除火星早期大氣的一種原因[37]。

海盜號軌道飛行器所看到的瓦伊哥谷分支河谷網道（陶瑪西亞區）。像這樣的河谷網道提供了一些最有力的證據，證明火星早期曾發生地表徑流[38]。

與月球類似，頻繁的撞擊在上部地殼中產生了一種斷裂基岩和角礫岩帶，稱之為粗風化層[39]，粗風化層的高孔隙率和滲透性可讓地下水深度滲透。撞擊產生的熱量與地下水發生反應，產生了可被嗜熱微生物利用的長壽型熱液系統，如果存在的話。模擬古火星地殼中熱量和流體流動的計算機模型表明，撞擊產生的熱液系統壽命，在撞擊後可能長達數十到數百萬年[40]。

侵蝕和河谷系統

大多數大型諾亞紀隕石坑都呈現出磨損的外觀，坑緣被嚴重侵蝕，內部堆滿沉積物。諾亞紀隕石坑的退化狀態，與只比它年輕數億年、外觀近乎原始的赫斯珀里亞紀隕坑比，侵蝕率要高（大約1000到100000倍）[41]，表明諾亞紀比隨後時期的侵蝕率更嚴重[3]。南部高地存在的部分侵蝕（蝕刻）地形表明，在諾亞時期，多達1公里厚的地層受到侵蝕。這種高侵蝕率雖然仍低於平均地球上的平均侵蝕率，但被認為反映了更濕潤、也許更溫暖的環境條件[42]。

諾亞紀期間的高侵蝕率可能是由降水和地表徑流所致[7][43]，火星上許多（但不是全部）諾亞紀年代的地形被河谷系統密集分割[3]。河谷系統是指河谷的一系列的分支谷道，表面類似於地球上的河流流域。儘管它們的主要起源（降雨侵蝕、地下水侵蝕或融雪）仍存有爭議，但河谷網道在隨後的火星時期卻非常罕見，這反映了諾亞時代獨特的氣候條件。

在南部高地，至少已確認了河谷系統形成於兩個獨立的階段。從諾亞紀早期至中期形成的河谷顯示出密集、完整的支流布局，與地球沙漠地區降雨形成的水系非常相似；從諾亞紀晚期至赫斯珀里亞早期形成的較年輕河谷，一條河流通常只有幾條短粗的支流，河洲（支流之間的高地區）寬闊且未分割。這些特徵表明，較年輕的河谷主要由地下水侵蝕而成。如果這種隨時間變化的河谷形態趨勢是真實的，這將表明氣候發生了改變，從相對溫暖潮濕，偶爾會有降雨的火星，轉變成很少或根本沒有降雨的更乾燥寒冷的火星[44]。

火星全球探勘者號拍攝的埃伯斯瓦爾德撞擊坑中的三角洲照片。
高分辨率成像科學設備觀察到的蓋爾撞擊坑中裸露的硫酸鹽和頁硅酸鹽層。

湖泊和海洋

更多資訊：火星水文

從河谷水系中排出的流水在低洼的隕石坑內和隕坑間的區域窪地中形成了大型湖泊。在南部高地已發現了200多座諾亞紀湖床，其中一些大如地球上的貝加爾湖或裏海[45]。許多諾亞紀隕石坑顯示了從一側流入，從另一側流出的河道。這表明坑內一定存在過大型湖泊，至少是暫時的，以便湖水升至足夠高的水位，衝破對面坑壁而出。在河谷進入的隕坑底部，通常存在河流三角洲或沖積扇。特別引人注目的示例出現在埃伯斯瓦爾德撞擊坑、霍頓撞擊坑和尼利槽溝地區（耶澤羅撞擊坑），其他大型隕石坑（如蓋爾撞擊坑）則顯示出精細分層的內部沉積物或土堆，可能由堆積在湖底的淤積物所形成[3]。

火星北半球大部分地區海拔高度都較南部高地約低5公里[46]，這一分界線自前諾亞紀時代就已存在[47]。諾亞紀期間從南部高地溢出的水流預計會匯集在北半球，形成一座海洋-「北海」（Oceanus Borealis[48]）。遺憾的是，諾亞海的存在及性質目前仍無法確定，因為隨後的地質活動抹去了大部分的地貌證據[3]。沿火星分界線已確認了數處可能的諾亞和赫斯珀里亞時代的海岸線痕跡[49][50]，但這一證據受到質疑[51][52]。在希臘平原內測繪的古海岸線以及其隨同的其他地貌證據表明，諾亞紀時期，希臘盆地內坐落了一座被冰覆蓋的巨大湖泊或海洋[53]。2010年，研究人員利用三角洲和河谷網道的全球分布來論證北半球諾亞海岸線的存在[11]。儘管缺乏地貌證據，但如果諾亞紀火星擁有大量的水資源和溫暖的環境，正如其他證據所表明的那樣，那麼幾乎可以肯定，大量的液態水會聚集在區域低洼地帶，如北部低地盆地和希臘盆地[3]。

火山活動

諾亞紀也是一段火山活動強烈的時期，大部分集中在塔爾西斯地區[3]。塔爾西斯隆起的主體被認為是在諾亞紀末期累積起來的[54]，塔爾西斯的增長可能對火星大氣的形成和地表岩石風化起到了重要作用。據估計，塔爾西斯隆起包含了約3億公里3火成物質。假設形成塔爾西斯的岩漿所含二氧化碳（CO2）和水蒸氣的比例，與在夏威夷玄武質熔岩中觀察到的情況大致相當，那麼，塔爾西斯岩漿釋放出的氣體總量可能會產生1.5巴的二氧化碳氣體和全球120米深的水層[3]。

四塊下諾亞統岩石露頭顯示了水蝕變礦物的光譜特徵（來自火星勘測軌道飛行器火星專用小型偵察影像頻譜儀和高分辨率成像科學設備的圖像）。

塔爾西斯地區以外的坑窪高地也發生了大範圍的火山活動，但由於地表被嚴重撞擊改變[3]，幾乎沒留下多少地貌證據。來自軌道器的光譜證據表明高地岩石的主要成分是由輝石、斜長石和橄欖石等礦物構成的玄武岩[55]。火星探測漫遊者「勇氣號」火星車在哥倫比亞丘陵所勘測的岩石可能是遍布火星的典型諾亞紀高地岩石[56]，這些岩石主要為退化的玄武岩，具有各種質地，表明因撞擊和熱液蝕變而嚴重破裂和角礫岩化。哥倫比亞丘陵的其它一些岩石可能形成於火山碎屑流[3]。

風化產物

諾亞時代岩石中的橄欖石豐度很重要，因為當橄欖石暴露於水中時會迅速風化成粘土礦物（頁硅酸鹽）。因此，橄欖石的存在表明早期火星上並未發生全球性持續的水侵蝕。然而，從軌道上對諾亞紀露頭進行的光譜和地層學研究表明，橄欖石主要僅限於上（晚）諾亞統岩石中[3]。在火星上許多地區（最明顯的是尼利槽溝和馬沃斯谷），隨後的侵蝕或撞擊暴露了富含頁硅酸鹽的更老的前諾亞紀和下諾亞統單元[57][58]，頁硅酸鹽需要在富含水的鹼性環境中才能形成。2006 年，研究人員利用火星快車號探測器上的光學與紅外礦物光譜儀（OMEGA）數據，提出了一種對應地表水和水風化較為普遍的前諾亞紀/早諾亞世的新火星時代-「硅期」（Phyllocian），並還提出了兩個後續時代，即「硫期」（Theiikian）和「鐵期」（Siderikian）[12]。硅期與火星早期形成河谷水系的時代有關，人們認為，這一時代的沉積物是尋找火星上過去生命證據的最佳候選地。

另請查看

備註

  1. ^ 直徑大於100米的越地小行星的大小分布遵循逆冪律曲線，形式為N−2.5，其中 N 為大於直徑 D 的小行星數量[34]，直徑較小的小行星比直徑較大的小行星數量多得多。

參引資料

  1. ^ Amos, Jonathan. Clays in Pacific Lavas Challenge Wet Early Mars Idea. BBC News. 10 September 2012 [2021-09-11]. （原始內容存檔於2017-12-12）. 
  2. ^ 2.0 2.1 Tanaka, K.L. The Stratigraphy of Mars. J. Geophys. Res. 1986, 91 (B13): E139–E158 [2021-09-11]. Bibcode:1986JGR....91..139T. doi:10.1029/JB091iB13p0E139. （原始內容存檔於2021-12-16）. 
  3. ^ 3.00 3.01 3.02 3.03 3.04 3.05 3.06 3.07 3.08 3.09 3.10 3.11 3.12 3.13 Carr, M.H.; Head, J.W. Geologic History of Mars. Earth Planet. Sci. Lett. 2010, 294 (3–4): 185–203 [2021-09-11]. Bibcode:2010E&PSL.294..185C. doi:10.1016/j.epsl.2009.06.042. （原始內容存檔於2020-12-21）. 
  4. ^ Abramov, O.; Mojzsis, S.J. Microbial Habitability of the Hadean Earth During the Late Heavy Bombardment. Nature. 2009, 459 (7245): 419–422. Bibcode:2009Natur.459..419A. PMID 19458721. S2CID 3304147. doi:10.1038/nature08015. 
  5. ^ Grotzinger, J. Beyond Water on Mars. Nature Geoscience. 2009, 2 (4): 231–233. doi:10.1038/ngeo480. 
  6. ^ Grant, J.A.; et al. The Science Process for Selecting the Landing Site for the 2011 Mars Science Laboratory (PDF). Planet. Space Sci. 2010, 59 (11–12): 1114–1127 [2021-09-11]. doi:10.1016/j.pss.2010.06.016. （原始內容 (PDF)存檔於2011-09-29）. 
  7. ^ 7.0 7.1 Craddock, R. A.; Howard, A.D. The Case for Rainfall on a Warm, Wet Early Mars. J. Geophys. Res. 2002, 107 (E11): 5111. Bibcode:2002JGRE..107.5111C. doi:10.1029/2001JE001505. 
  8. ^ Malin, M.C.; Edgett, K.S. Evidence for Persistent Flow and Aqueous Sedimentation on Early Mars. Science. 2003, 302 (5652): 1931–1934. Bibcode:2003Sci...302.1931M. PMID 14615547. S2CID 39401117. doi:10.1126/science.1090544. 
  9. ^ Irwin, R.P.; et al. A Large Paleolake Basin at the Head of Ma'adim Vallis, Mars. Science. 2002, 296 (5576): 2209–12. Bibcode:2002Sci...296.2209R. PMID 12077414. S2CID 23390665. doi:10.1126/science.1071143. 
  10. ^ Clifford, S.M.; Parker, T.J. The Evolution of the Martian Hydrosphere: Implications for the Fate of a Primordial Ocean and the Current State of the Northern Plains. Icarus. 2001, 154 (1): 40–79. Bibcode:2001Icar..154...40C. doi:10.1006/icar.2001.6671. 
  11. ^ 11.0 11.1 Di Achille, G.; Hynek, B.M. Ancient Ocean on Mars Supported by Global Distribution of Deltas and Valleys. Nature Geoscience. 2010, 3 (7): 459–463. Bibcode:2010NatGe...3..459D. doi:10.1038/NGEO891. 
  12. ^ 12.0 12.1 Bibring, J.-P.; et al. Global Mineralogical and Aqueous Mars History Derived from OMEGA/Mars Express Data. Science. 2006, 312 (5772): 400–404. Bibcode:2006Sci...312..400B. PMID 16627738. doi:10.1126/science.1122659 可免費查閱. 
  13. ^ Bishop, J.L.; et al. Phyllosilicate Diversity and Past Aqueous Activity Revealed at Mawrth Vallis, Mars (PDF). Science (Submitted manuscript). 2008, 321 (5890): 830–833 [2021-09-11]. Bibcode:2008Sci...321..830B. PMC 7007808 可免費查閱. PMID 18687963. doi:10.1126/science.1159699. （原始內容 (PDF)存檔於2022-03-02）. 
  14. ^ 14.0 14.1 14.2 Scott, D.H.; Carr, M.H. (1978). Geologic Map of Mars. U.S. Geological Survey Miscellaneous Investigations Series Map I-1083.
  15. ^ Strom, R.G.; Croft, S.K.; Barlow, N.G. (1992) The Martian Impact Cratering Record in Mars, H.H. Kieffer et al., Eds.; University of Arizona Press: Tucson, AZ, pp. 383–423.
  16. ^ Tanaka, K.L. et al. (2014). Geologic Map of Mars. U.S. Geological Survey Scientific Investigations Map 3292, pamphlet
  17. ^ Scott, D.H.; Tanaka, K.L. (1986). Geologic Map of the Western Equatorial Region of Mars. U.S. Geological Survey Miscellaneous Investigations Series Map I–1802–A.
  18. ^ Greeley, R.; Guest, J.E. (1987). Geologic Map of the Eastern Equatorial Region of Mars. U.S. Geological Survey Miscellaneous Investigations Series Map I–1802–B.
  19. ^ McCord, T.M. et al. (1980). Definition and Characterization of Mars Global Surface Units: Preliminary Unit Maps. 11th Lunar and Planetary Science Conference: Houston: TX, abstract #1249, pp. 697–699. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1980/pdf/1249.pdf （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）.
  20. ^ Greeley, R. (1994) Planetary Landscapes, 2nd ed.; Chapman & Hall: New York, p. 8 and Fig. 1.6.
  21. ^ See Mutch, T.A. (1970). Geology of the Moon: A Stratigraphic View; Princeton University Press: Princeton, NJ, 324 pp. and Wilhelms, D.E. (1987). The Geologic History of the Moon, USGS Professional Paper 1348; http://ser.sese.asu.edu/GHM/ （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） for reviews of this topic.
  22. ^ Wilhelms, D.E. (1990). Geologic Mapping in Planetary Mapping, R. Greeley, R.M. Batson, Eds.; Cambridge University Press: Cambridge UK, p. 214.
  23. ^ Tanaka, K.L.; Scott, D.H.; Greeley, R. (1992). Global Stratigraphy in Mars, H.H. Kieffer et al., Eds.; University of Arizona Press: Tucson, AZ, pp. 345–382.
  24. ^ 24.0 24.1 24.2 Nimmo, F.; Tanaka, K. Early Crustal Evolution of Mars. Annu. Rev. Earth Planet. Sci. 2005, 33: 133–161. Bibcode:2005AREPS..33..133N. doi:10.1146/annurev.earth.33.092203.122637. 
  25. ^ 國際地層委員會. 国际地层图 (PDF). [2009-09-25]. 
  26. ^ 26.0 26.1 Eicher, D.L.; McAlester, A.L. (1980). History of the Earth; Prentice-Hall: Englewood Cliffs, NJ, pp 143–146, ISBN 0-13-390047-9.
  27. ^ Masson, P.; Carr, M.H.; Costard, F.; Greeley, R.; Hauber, E.; Jaumann, R. Geomorphologic Evidence for Liquid Water. Space Sciences Series of ISSI 96. 2001: 352. ISBN 978-90-481-5725-9. doi:10.1007/978-94-017-1035-0_12.  |journal=被忽略 (幫助)
  28. ^ Hartmann, W.K.; Neukum, G. (2001). Cratering Chronology and Evolution of Mars. In Chronology and Evolution of Mars, Kallenbach, R. et al. Eds., Space Science Reviews, 96: 105–164.
  29. ^ Frey, H.V. (2003). Buried Impact Basins and the Earliest History of Mars. Sixth International Conference on Mars, Abstract #3104. http://www.lpi.usra.edu/meetings/sixthmars2003/pdf/3104.pdf （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）.
  30. ^ Masson, P. The Martian Stratigraphy—Short Review and Perspectives. Space Science Reviews. 1991, 56 (1–2): 9–12. S2CID 121719547. doi:10.1007/bf00178385. 
  31. ^ Tanaka, K.L. (2001). The Stratigraphy of Mars: What We Know, Don't Know, and Need to Do. 32nd Lunar and Planetary Science Conference, Abstract #1695. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1695.pdf （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）.
  32. ^ Carr, 2006, p. 41.
  33. ^ Carr, 2006, p. 23.
  34. ^ Carr, 2006, p. 24.
  35. ^ Davis, P.A.; Golombek, M.P. Discontinuities in the Shallow Martian Crust at Lunae, Syria, and Sinai Plana. J. Geophys. Res. 1990, 95 (B9): 14231–14248. Bibcode:1990JGR....9514231D. doi:10.1029/jb095ib09p14231. 
  36. ^ Segura, T.L.; et al. Environmental Effects of Large Impacts on Mars. Science. 2002, 298 (5600): 1977–1980. PMID 12471254. S2CID 12947335. doi:10.1126/science.1073586. 
  37. ^ Melosh, H.J.; Vickery, A.M. Impact Erosion of the Primordial Martian Atmosphere. Nature. 1989, 338 (6215): 487–489. Bibcode:1989Natur.338..487M. PMID 11536608. S2CID 4285528. doi:10.1038/338487a0. 
  38. ^ Carr, 2006, p. 138, Fig. 6.23.
  39. ^ Squyres, S.W.; Clifford, S.M.; Kuzmin, R.O.; Zimbelman, J.R.; Costard, F.M. (1992). Ice in the Martian Regolith in Mars, H.H. Kieffer et al., Eds.; University of Arizona Press: Tucson, AZ, pp. 523–554.
  40. ^ Abramov, O.; Kring, D.A. Impact-Induced Hydrothermal Activity on Early Mars. J. Geophys. Res. 2005, 110 (E12): E12S09. Bibcode:2005JGRE..11012S09A. doi:10.1029/2005JE002453 可免費查閱. 
  41. ^ Golombek, M.P.; Bridges, N.T. (2000). Climate Change on Mars Inferred from Erosion Rates at the Mars Pathfinder Landing Site. Fifth International Conference on Mars, 6057.
  42. ^ Andrews; Hanna, J. C.; Lewis, K. W. Early Mars hydrology: 2. Hydrological evolution in the Noachian and Hesperian epochs. J. Geophys. Res. 2011, 116 (E2): E02007. Bibcode:2011JGRE..116.2007A. doi:10.1029/2010JE003709 可免費查閱. 
  43. ^ Craddock, R.A.; Maxwell, T.A. Geomorphic Evolution of the Martian Highlands through Ancient Fluvial Processes. J. Geophys. Res. 1993, 98 (E2): 3453–3468. Bibcode:1993JGR....98.3453C. doi:10.1029/92je02508. 
  44. ^ Harrison, K. P.; Grimm, R.E. Groundwater-Controlled Valley Networks and the Decline of Surface Runoff on Early Mars. J. Geophys. Res. 2005, 110 (E12): E12S16. Bibcode:2005JGRE..11012S16H. doi:10.1029/2005JE002455 可免費查閱. 
  45. ^ Fassett, C.I.; Head, J.W. Valley Network-Fed, Open-Basin Lakes on Mars: Distribution and Implications for Noachian Surface and Subsurface Hydrology. Icarus. 2008, 198 (1): 37–56. Bibcode:2008Icar..198...37F. CiteSeerX 10.1.1.455.713 可免費查閱. doi:10.1016/j.icarus.2008.06.016. 
  46. ^ Carr, 2006, p. 160.
  47. ^ Carr, 2006, p. 78.
  48. ^ Baker, V. R.; Strom, R. G.; Gulick, V. C.; Kargel, J. S.; Komatsu, G. Ancient Oceans, Ice Sheets and the Hydrological Cycle on Mars. Nature. 1991, 352 (6336): 589–594. Bibcode:1991Natur.352..589B. S2CID 4321529. doi:10.1038/352589a0. 
  49. ^ Parker, T. J.; Saunders, R. S.; Schneeberger, D. M. Transitional Morphology in the West Deuteronilus Mensae Region of Mars: Implications for Modification of the Lowland/Upland Boundary. Icarus. 1989, 82 (1): 111–145. Bibcode:1989Icar...82..111P. doi:10.1016/0019-1035(89)90027-4. 
  50. ^ Fairén, A. G.; Dohm, J. M.; Baker, V. R.; de Pablo, M. A.; Ruiz, J.; Ferris, J.; Anderson, R. M. Episodic flood inundations of the northern plains of Mars (PDF). Icarus. 2003, 165 (1): 53–67 [2021-09-11]. Bibcode:2003Icar..165...53F. doi:10.1016/s0019-1035(03)00144-1. （原始內容 (PDF)存檔於2020-12-10）. 
  51. ^ Malin, M.; Edgett, K. Oceans or Seas in the Martian Northern Lowlands: High Resolution Imaging Tests of Proposed Coastlines. Geophys. Res. Lett. 1999, 26 (19): 3049–3052. Bibcode:1999GeoRL..26.3049M. doi:10.1029/1999gl002342 可免費查閱. 
  52. ^ Ghatan, G. J.; Zimbelman, J. R. Paucity of Candidate Coastal Constructional Landforms Along Proposed Shorelines on Mars: Implications for a Northern Lowlands-Filling Ocean. Icarus. 2006, 185 (1): 171–196. Bibcode:2006Icar..185..171G. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.007. 
  53. ^ Moore, J.M.; Wilhelms, D.E. Hellas as a Possible Site of Ancient Ice-Covered Lakes on Mars. Icarus. 2001, 154 (2): 258–276. Bibcode:2001Icar..154..258M. doi:10.1006/icar.2001.6736. hdl:2060/20020050249 可免費查閱. 
  54. ^ Phillips, R.J.; et al. Ancient Geodynamics and Global-Scale Hydrology on Mars. Science. 2001, 291 (5513): 2587–2591. Bibcode:2001Sci...291.2587P. PMID 11283367. S2CID 36779757. doi:10.1126/science.1058701. 
  55. ^ Mustard, J.F.; et al. Olivine and Pyroxene Diversity in the Crust of Mars. Science. 2005, 307 (5715): 1594–1597. PMID 15718427. S2CID 15548016. doi:10.1126/science.1109098. 
  56. ^ Carr, 2006, p. 16-17.
  57. ^ Carter J.; Poulet F.; Ody A.; Bibring J.-P.; Murchie S. (2011). Global Distribution, Composition and Setting of Hydrous Minerals on Mars: A Reappraisal. 42nd Lunar and Planetary Science Conference, LPI: Houston, TX, abstract #2593. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/2593.pdf （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）.
  58. ^ Rogers, A. D.; Fergason, R.L. Regional-Scale Stratigraphy of Surface Units in Tyrrhena and Iapygia Terrae, Mars: Insights into Highland Crustal Evolution and Alteration History. J. Geophys. Res. 2011, 116 (E8): E08005. Bibcode:2011JGRE..116.8005R. doi:10.1029/2010JE003772 可免費查閱. 
參考文獻
  • Carr, Michael, H. (2006). The Surface of Mars; Cambridge University Press: Cambridge, UK, ISBN 978-0-521-87201-0.

延伸閱讀

  • Boyce, Joseph, M. (2008). The Smithsonian Book of Mars; Konecky & Konecky: Old Saybrook, CT, ISBN 978-1-58834-074-0
  • Hartmann, William, K. (2003). A Traveler’s Guide to Mars: The Mysterious Landscapes of the Red Planet; Workman: New York, ISBN 0-7611-2606-6.
  • Morton, Oliver (2003). Mapping Mars: Science, Imagination, and the Birth of a World; Picador: New York, ISBN 0-312-42261-X.
取自「https://zh.wikipedia.org/w/index.php?title=诺亚纪&oldid=84410112」