هسبيريا

الموسوعة الحرة
هسبيريا
خريطة MOLA الملونة لتضاريس Hesperia Planum ، المنطقة النموذجية للنظام الهسبيري. لاحظ أن Hesperia Planum بها عدد أقل من الفوهات الكبيرة الناتجة عن الاصطدام مقارنة بالتضاريس المحيطة بـ Noachian ، مما يشير إلى عمر أصغر. تشير الألوان إلى الارتفاع، حيث يشير اللون الأحمر إلى الأعلى، والأصفر إلى المتوسط، والأخضر/الأزرق إلى الأدنى.
التسلسل الزمني
الأقسام الفرعيةالعصر الهيبيري المبكر،
العصر الهيبيري المتأخر
معلومات الاستخدام
جسم سماويالمريخ
مقياس(ات) الوقت المستخدمالجدول الزمني الجيولوجي للمريخ
تعريف
الوحدة الزمنيةفترة
الوحدة الطبقيةنظام
قسم النوعهسبيريا بلانوم

الهسبيري هو نظام جيولوجي وفترة زمنية على كوكب المريخ يتميز بنشاط بركاني واسع النطاق وفيضانات كارثية حفرت قنوات تدفق هائلة عبر السطح. الهسبيري هو فترة وسيطة وانتقالية في تاريخ المريخ. خلال الهسبيري، تغير المريخ من عالم نوح الأكثر رطوبة وربما الأكثر دفئًا إلى الكوكب الجاف والبارد والمغبر الذي نراه اليوم. [1] العمر المطلق للفترة الهسبيرية غير مؤكد. تلت بداية الفترة نهاية القصف الثقيل المتأخر [2] وربما تتوافق مع بداية فترة إمبريان القمرية المتأخرة ، [3] [4] منذ حوالي 3700 مليون سنة ( مليون سنة ). نهاية الفترة الهسبيرية أكثر غموضًا ويمكن أن تتراوح في أي مكان من 3200 إلى 2000 مليون سنة، [5] مع ذكر 3000 مليون سنة بشكل متكرر. تتزامن الفترة الهسبيرية تقريبًا مع الدهر الأركي المبكر للأرض . [2]

مع تراجع التأثيرات الثقيلة في نهاية العصر النوحي، أصبحت البراكين هي العملية الجيولوجية الأساسية على المريخ، مما أدى إلى إنتاج سهول شاسعة من البازلت الفيضاني والهياكل البركانية العريضة ( باتيرا المرتفعات ). [6] وبحلول العصر الهسبيري، بدأت جميع البراكين الدرعية الكبيرة على المريخ، بما في ذلك جبل أوليمبوس ، في التكون. [7] أطلق إطلاق الغازات البركانية كميات كبيرة من ثاني أكسيد الكبريت (SO 2 ) وكبريتيد الهيدروجين (H 2 S) في الغلاف الجوي، مما تسبب في انتقال في أسلوب التجوية من سيليكات الصفائح السائدة ( الطين ) إلى معادن الكبريتات . [8] أصبح الماء السائل أكثر محلية في المدى وأصبح أكثر حمضية حيث تفاعل مع SO 2 وH 2 S لتكوين حمض الكبريتيك . [9] [10]

بحلول بداية العصر الهسبيري المتأخر، ربما كان الغلاف الجوي قد أصبح رقيقًا إلى كثافته الحالية. [10] ومع برودة الكوكب، بدأت المياه الجوفية المخزنة في القشرة العليا ( الريجوليث الضخم ) في التجمد، مما شكل غلافًا جليديًا سميكًا يغطي منطقة أعمق من الماء السائل. [11] تسبب النشاط البركاني أو التكتوني اللاحق في كسر الغلاف الجليدي أحيانًا، مما أدى إلى إطلاق كميات هائلة من المياه الجوفية العميقة إلى السطح ونحت قنوات تدفق ضخمة . تدفق الكثير من هذه المياه إلى نصف الكرة الشمالي حيث ربما تجمعت لتكوين بحيرات مؤقتة كبيرة أو محيط مغطى بالجليد.

الوصف وأصل الاسم

تم تسمية النظام والفترة الهسبيرية على اسم Hesperia Planum ، وهي منطقة مرتفعة ذات فوهات معتدلة شمال شرق حوض هيلاس . تقع منطقة النوع للنظام الهسبيري في رباعي Mare Tyrrhenum (MC-22) حول 20°S 245°W / 20°S 245°W / -20؛ -245 . تتكون المنطقة من سهول متدحرجة مخططة بالرياح مع وجود تلال متعرجة وفيرة تشبه تلك الموجودة على بحار القمر . يتم تفسير هذه "السهول المتعرجة" على أنها تدفقات من الحمم البازلتية ( بازلت الفيضانات ) التي اندلعت من الشقوق. [12] تكون كثافة عدد الفوهات الصدمية الكبيرة معتدلة، حيث يبلغ قطرها حوالي 125-200 حفرة أكبر من 5 كم لكل مليون كيلومتر مربع . [3] [13] تغطي السهول المتعرجة التي يعود تاريخها إلى العصر الهسبيري ما يقرب من 30% من سطح المريخ؛ [2] وهي أكثر بروزًا في هسبيريا بلانوم، وسيرتيس ماجور بلانوم ، ولوناي بلانوم، وماليا بلانوم، وسوريا-سوليس-سيناء بلانا في جنوب ثارسيس . [14] [15]

Pre-NoachianNoachianAmazonian (Mars)
فترات زمنية على كوكب المريخ (منذ ملايين السنين)

التسلسل الزمني والطبقات الهسبيرية

مقطع عرضي تخطيطي للصورة على اليسار. يتم تفسير وحدات السطح على أنها سلسلة من الطبقات ( الطبقات )، حيث تكون الأحدث في الأعلى والأقدم في الأسفل وفقًا لقانون التراكب .
صورة HiRISE توضح مبدأ التراكب ، وهو المبدأ الذي يسمح للجيولوجيين بتحديد الأعمار النسبية لوحدات السطح. تدفق الحمم البركانية الداكنة اللون يغطي (أصغر سنًا) التضاريس ذات اللون الفاتح والمليئة بالفوهات على اليمين. المقذوفات من الحفرة في المنتصف تغطي كلتا الوحدتين، مما يشير إلى أن الحفرة هي أحدث سمة في الصورة. (انظر المقطع العرضي، أعلى اليمين).

تعتمد الفترات الزمنية المريخية على رسم الخرائط الجيولوجية لوحدات السطح من صور المركبات الفضائية . [12] [16] وحدة السطح هي تضاريس ذات ملمس مميز أو لون أو بياض أو خاصية طيفية أو مجموعة من أشكال الأرض التي تميزها عن وحدات السطح الأخرى وهي كبيرة بما يكفي لعرضها على الخريطة. [17] يستخدم راسمو الخرائط نهجًا طبقيًا رائدًا في أوائل الستينيات للدراسات التصويرية الجيولوجية للقمر . [ 18] على الرغم من أنها تستند إلى خصائص السطح، فإن وحدة السطح ليست السطح نفسه أو مجموعة أشكال الأرض . إنها وحدة جيولوجية مستنتجة (على سبيل المثال، التكوين ) تمثل جسمًا صخريًا يشبه الصفيحة أو الإسفين أو الجدول يقع تحت السطح. [19] [20] قد تكون وحدة السطح عبارة عن رواسب من فوهة البركان أو تدفق الحمم البركانية أو أي سطح يمكن تمثيله في ثلاثة أبعاد كطبقة منفصلة يحدها أعلى أو أسفل وحدات مجاورة (موضحة على اليمين). باستخدام مبادئ مثل التراكب (الموضح على اليسار)، والعلاقات المتقاطعة ، وعلاقة كثافة الحفرة الصدمية بالعمر، يمكن للجيولوجيين وضع الوحدات في تسلسل عمري نسبي من الأقدم إلى الأحدث. يتم تجميع الوحدات ذات العمر المتشابه عالميًا في وحدات زمنية طبقية أكبر ( كرونوستراتغرافية )، تسمى الأنظمة . بالنسبة للمريخ، يتم تعريف أربعة أنظمة: ما قبل نوح، ونوح ، وهسبيري، وأمازوني. الوحدات الجيولوجية الواقعة أسفل (أقدم من) نوح تسمى بشكل غير رسمي ما قبل نوح. [21] المكافئ الزمني الجيولوجي ( الجيوكرونولوجي ) للنظام الهسبيري هو الفترة الهسبيرية. تشكلت أو ترسبت وحدات الصخور أو السطح للنظام الهسبيري خلال الفترة الهسبيرية.

النظام مقابل الفترة

هـ هـ
أجزاء من الصخور ( الطبقات ) في علم التسلسل الزمني فترات زمنية في علم التاريخ الجيولوجي ملاحظات (المريخ)
إيونوثيم إيون لا تستخدم للمريخ
إيرثيم عصر لا تستخدم للمريخ
نظام فترة 3 إجمالي؛ 10 8 إلى 10 9 سنوات في الطول
مسلسل العصر 8 إجماليًا؛ 10 من 7 إلى 10 8 سنوات في الطول
منصة عمر لا تستخدم للمريخ
كرونوزون كرون أصغر من عمر/مرحلة؛ لا يستخدمه مقياس ICS الزمني

لا يمكن استخدام مصطلحي النظام والفترة بالتبادل في المصطلحات الطبقية الرسمية، على الرغم من الخلط بينهما بشكل متكرر في الأدبيات الشعبية. النظام هو عمود طبقي مثالي يعتمد على السجل الصخري المادي لمنطقة النوع (مقطع النوع) المرتبط بمقاطع الصخور من العديد من المواقع المختلفة في جميع أنحاء الكوكب. [23] يرتبط النظام من أعلى ومن أسفل بطبقات ذات خصائص مختلفة تمامًا (على الأرض، عادةً ما تكون حفريات مؤشرية ) تشير إلى تغييرات دراماتيكية (غالبًا ما تكون مفاجئة) في الحيوانات السائدة أو الظروف البيئية. (انظر حدود العصر الطباشيري-الباليوجيني كمثال).

في أي مكان، من المحتمل أن تحتوي أقسام الصخور في نظام معين على فجوات ( عدم توافق ) تشبه الصفحات المفقودة من كتاب. في بعض الأماكن، تكون صخور النظام غائبة تمامًا بسبب عدم الترسيب أو التآكل اللاحق. على سبيل المثال، لا توجد صخور النظام الطباشيري في معظم المناطق الداخلية الوسطى الشرقية للولايات المتحدة. ومع ذلك، فإن الفترة الزمنية للعصر الطباشيري (العصر الطباشيري) لا تزال تحدث هناك. وبالتالي، فإن الفترة الجيولوجية تمثل الفترة الزمنية التي تم خلالها ترسب طبقات النظام، بما في ذلك أي فترات زمنية غير معروفة موجودة في الفجوات. [23] يتم قياس الفترات بالسنوات، ويتم تحديدها من خلال التأريخ الإشعاعي . على المريخ، لا تتوفر الأعمار الإشعاعية إلا من النيازك المريخية التي لا يُعرف مصدرها وسياقها الطبقي. بدلاً من ذلك، يتم تحديد الأعمار المطلقة على المريخ من خلال كثافة الحفر الاصطدامية، والتي تعتمد بشكل كبير على نماذج تكوين الحفر بمرور الوقت. [24] وعليه، فإن تواريخ البداية والنهاية لفترات المريخ غير مؤكدة، وخاصة بالنسبة للحدود الهسبيرية/الأمازونية، والتي قد تكون خاطئة بعامل 2 أو 3. [4] [21]

الحدود والتقسيمات الفرعية

الاتصال الجيولوجي بين النظامين النوحي والهسبيري. تحتضن السهول المتعرجة الهسبيرية (Hr) وتغطي مواد الهضبة المتعرجة النوحية القديمة (Npl). تدفن السهول المتعرجة جزئيًا العديد من الفوهات القديمة التي تعود إلى عصر النوحي. الصورة عبارة عن فسيفساء بالأشعة تحت الحمراء من THEMIS ، استنادًا إلى صورة فايكنج مماثلة موضحة في Tanaka et al. (1992)، الشكل 1أ، ص 352.
الاتصال الجيولوجي التقريبي لغطاء الحمم البركانية الهسبيرية العليا من جبل ألبا (H al ) مع تكوين فاستيتاس بورياليس الأمازوني السفلي (A vb ). الصورة هي خريطة طبوغرافية من MOLA مقتبسة من إيفانوف وهيد (2006)، الشكل 1 و3 و8. [25]

الحد الأدنى للنظام الهسبيري هو قاعدة السهول المتعرجة، والتي تتميز بها هسبيريا بلانوم وتغطي حوالي ثلث سطح الكوكب. [3] في شرق هسبيريا بلانوم، تغطي السهول المتعرجة مواد الهضبة المليئة بالفوهات التي يعود تاريخها إلى أوائل إلى منتصف عصر نوح (الصورة على اليسار). [15] الحد العلوي للنظام الهسبيري أكثر تعقيدًا وقد أعيد تعريفه عدة مرات بناءً على رسم خرائط جيولوجية مفصلة بشكل متزايد. [3] [12] [26] حاليًا، يتم تعريف الحد الطبقي للنظام الهسبيري مع النظام الأمازوني الأصغر على أنه قاعدة تكوين فاستيتاس بورياليس [27] (الصورة على اليمين). فاستيتاس بورياليس هو سهل منخفض شاسع يغطي جزءًا كبيرًا من نصف الكرة الشمالي للمريخ. يُفسَّر عمومًا على أنه يتكون من رواسب أعيد تشكيلها نشأت من قنوات التدفق الخارجي في العصر الهسبيري المتأخر وقد يكون بقايا محيط غطى أحواض الأراضي المنخفضة الشمالية. تفسير آخر لتكوين فاستيتاس بورياليس هو أنه يتكون من تدفقات الحمم البركانية. [28]

ينقسم النظام الهسبيري إلى سلسلتين كرونوستراتغرافيتين : الهسبيري السفلي والهسبيري العلوي. تستند السلسلة إلى مراجع أو مواقع على الكوكب حيث تشير وحدات السطح إلى حلقة جيولوجية مميزة، يمكن التعرف عليها بمرور الوقت من خلال عمر الحفر والموقع الطبقي. على سبيل المثال، تعد Hesperia Planum الموقع المرجعي لسلسلة Hesperian السفلية. [3] [29] وحدات الزمن الجيولوجي المقابلة (الزمن الجيولوجي) لسلسلتي Hesperian هي العصر الهسبيري المبكر والعصر الهسبيري المتأخر . العصر هو تقسيم فرعي لفترة؛ المصطلحان ليسا مترادفين في علم الطبقات الرسمي. عمر حدود العصر الهسبيري المبكر/الهسبيري المتأخر غير مؤكد، ويتراوح من 3600 إلى 3200 مليون سنة مضت بناءً على عدد الحفر. [5] يظهر متوسط ​​النطاق في الجدول الزمني أدناه.

العصور الهسبيرية (منذ ملايين السنين) [5]

إن المصطلحات الطبقية عادة ما تكون مربكة للجيولوجيين وغير الجيولوجيين على حد سواء. إحدى الطرق لتجاوز الصعوبة هي المثال التالي: يمكن للمرء أن يذهب بسهولة إلى سينسيناتي بولاية أوهايو ويزور نتوءًا صخريًا في سلسلة الأوردوفيشي العلوي من النظام الأوردوفيشي . يمكنك حتى جمع ثلاثيات الفصوص الأحفورية هناك. ومع ذلك، لا يمكنك زيارة العصر الأوردوفيشي المتأخر في العصر الأوردوفيشي وجمع ثلاثيات الفصوص الفعلية.

لقد تم تطبيق نظام التسمية الطبقية الجامدة القائم على الأرض بنجاح على المريخ لعدة عقود الآن ولكنه يعاني من العديد من العيوب. لا شك أن النظام سوف يتم تحسينه أو استبداله مع توفر المزيد من البيانات الأفضل. [30] (انظر الجدول الزمني المعدني أدناه كمثال للبديل.) من الواضح أن الحصول على الأعمار الإشعاعية على عينات من وحدات سطحية محددة أمر ضروري لفهم أكثر اكتمالاً للتسلسل الزمني المريخي. [31]

المريخ خلال العصر الهسبيري

منظر مسبار فايكنج لسطح يعود إلى العصر الهسبيري في تيرا ميريدياني . يعود تاريخ الفوهات الصغيرة الناتجة عن الاصطدام إلى العصر الهسبيري وتبدو واضحة على الرغم من عمرها الكبير. تشير هذه الصورة إلى أن التآكل على المريخ كان بطيئًا للغاية منذ نهاية العصر النوحي . يبلغ عرض الصورة 17 كم وتستند إلى كار، 1996، ص. 134، الشكل 6-8. [32]

كان العصر الهسبيري وقتًا اتسم بانخفاض معدلات تكوين الفوهات الناتجة عن الاصطدام، والنشاط البركاني المكثف والواسع النطاق، والفيضانات الكارثية. تشكلت العديد من السمات التكتونية الرئيسية على المريخ في هذا الوقت. ضغط وزن انتفاخ ثارسيس الهائل على القشرة لإنتاج شبكة واسعة من الكسور التمددية ( الحفر ) والسمات التشوهية الانضغاطية ( تلال التجاعيد ) في جميع أنحاء نصف الكرة الغربي. تشكل نظام الوادي الاستوائي الضخم في فاليس مارينريس خلال العصر الهسبيري نتيجة لهذه الضغوط. أنتجت التجوية الحمضية الكبريتية على السطح وفرة من معادن الكبريتات التي ترسبت في البيئات التبخرية ، والتي أصبحت منتشرة على نطاق واسع مع تزايد جفاف الكوكب. كان العصر الهسبيري أيضًا وقتًا ظهرت فيه أقدم الأدلة على النشاط الجليدي والعمليات المرتبطة بالجليد في السجل الجيولوجي للمريخ.

الحفر الناتجة عن الاصطدام

كما تصور في الأصل، يشير النظام الهسبيري إلى أقدم الأسطح على المريخ والتي ترجع إلى ما بعد نهاية القصف العنيف . [33] وبالتالي كان الهسبيري فترة زمنية من معدلات التآكل الناتجة عن الاصطدام المتناقصة بسرعة. ومع ذلك، فإن توقيت ومعدل الانحدار غير مؤكد. يشير سجل التآكل القمري إلى أن معدل الاصطدامات في النظام الشمسي الداخلي خلال عصر نوح (قبل 4000 مليون سنة) كان أعلى بمقدار 500 مرة من اليوم. [34] لا يزال علماء الكواكب يناقشون ما إذا كانت هذه المعدلات المرتفعة تمثل نهاية تراكم الكواكب أو نبضة كارثية متأخرة أعقبت فترة أكثر هدوءًا من نشاط الاصطدام. ومع ذلك، في بداية الهسبيري، ربما انخفض معدل الاصطدام إلى حوالي 80 مرة أكبر من المعدلات الحالية، [4] وبحلول نهاية الهسبيري، بعد حوالي 700 مليون سنة، بدأ المعدل يشبه المعدل الذي نراه اليوم. [35]

الملاحظات والمراجع

  1. ^ هارتمان، 2003، ص 33-34.
  2. ^ abc Carr, MH; Head, JW (2010). "التاريخ الجيولوجي للمريخ". رسائل علوم الأرض والكواكب . 294 (3–4): 185–203. Bibcode :2010E&PSL.294..185C. doi :10.1016/j.epsl.2009.06.042.
  3. ^ abcde تاناكا، كوالالمبور (1986). “طبقات المريخ”. مجلة البحوث الجيوفيزيائية . 91 (ب13): إي139 – إي158. بيب كود :1986LPSC...17..139T. دوى :10.1029/JB091iB13p0E139.
  4. ^ abc Hartmann, WK; Neukum, G. (2001). "Cratering Chronology and the Evolution of Mars". Space Science Reviews . 96 : 165–194. Bibcode :2001SSRv...96..165H. doi :10.1023/A:1011945222010. S2CID  7216371.
  5. ^ abc Hartmann, WK (2005). "Martian cratering 8: Isochron improvement and the chronology of Mars". Icarus . 174 (2): 294–320. Bibcode :2005Icar..174..294H. doi :10.1016/j.icarus.2004.11.023.
  6. ^ Greeley, R.; Spudis, PD (1981). "Volcanism on Mars". Reviews of Geophysics . 19 (1): 13–41. Bibcode :1981RvGSP..19...13G. doi :10.1029/RG019i001p00013.
  7. ^ فيرنر، إس سي (2009). "التاريخ التطوري البركاني العالمي للمريخ". إيكاروس . 201 (1): 44–68. رمز Bibcode :2009Icar..201...44W. doi :10.1016/j.icarus.2008.12.019.
  8. ^ بيبرينج، جي بي؛ لانجفين، Y.؛ الخردل، JF. بوليت، ف. أرفيدسون، ر. جيندرين، أ.؛ جونديت، ب. مانجولد، ن.؛ بينيت، ص. انسَ يا ف؛ بيرث، م. بيبرينج، جي بي؛ جيندرين، أ.؛ جوميز، C .؛ جونديت، ب. جوجليت، د.؛ بوليت، ف. سوفلوت، أ. فينسيندون، م. كومز، م. دروسارت، ص. إنكريناز، ت . فوشيت، T.؛ ميرشيوري، ر. بيلوسي، ج.؛ ألتيري، ف؛ فورميسانو، V.؛ كاباشيوني، ف؛ سيروني، P.؛ كوراديني، أ. فونتي، S .؛ كورابليف، O.؛ كوتسوف، V.؛ إجناتيف، ن.؛ موروز، V.؛ تيتوف، د.؛ زاسوفا، ل.؛ لويسو، د.؛ مانجولد، ن.؛ بينيت، ص. دوتي، س.؛ شميت، ب. سوتين، C .؛ هوبر، E.؛ هوفمان، ه.؛ جومان، ر. كيلر، يو. أرفيدسون، ر. الخردل، JF. دوكسبوري، T.؛ انسَ يا ف؛ نيوكوم، ج. (2006). “تاريخ المريخ المعدني والمائي العالمي مستمد من بيانات OMEGA / Mars Express”. علوم . 312 (5772): 400-404. بيب كود :2006Sci...312..400B. دوى :10.1126/science.1122659. بميد  16627738.
  9. ^ Head, JW; Wilson, L. (2011). The Noachian-Hesperian Transition on Mars: Geological Evidence for a Punctuated Phase of Global Volcanism as a Key Drive in Climate and Atmospheric Evolution. المؤتمر الثاني والأربعون لعلوم القمر والكواكب (2011)، الملخص رقم 1214. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/1214.pdf.
  10. ^ ab Barlow, NG (2010). "ما نعرفه عن المريخ من فوهات الاصطدام به". نشرة الجمعية الجيولوجية الأمريكية . 122 (5-6): 644-657. Bibcode :2010GSAB..122..644B. ​​doi :10.1130/B30182.1.
  11. ^ كليفورد، إس إم (1993). "نموذج للسلوك الهيدرولوجي والمناخي للمياه على المريخ". مجلة البحوث الجيوفيزيائية . 98 (E6): 10973–11016. رمز Bibcode :1993JGR....9810973C. doi :10.1029/93JE00225.
  12. ^ abc Scott, DH; Carr, MH (1978). خريطة جيولوجية للمريخ. سلسلة التحقيقات المتنوعة للمسح الجيولوجي الأمريكي، خريطة I-1083.
  13. ^ Strom, RG; Croft, SK; Barlow, NG (1992) سجل الحفر الناتجة عن الاصطدام المريخي في المريخ، HH Kieffer et al., Eds.; مطبعة جامعة أريزونا: توسان، أريزونا، ص 383-423.
  14. ^ Scott, DH; Tanaka, KL (1986). خريطة جيولوجية للمنطقة الاستوائية الغربية للمريخ. سلسلة التحقيقات المتنوعة للمسح الجيولوجي الأمريكي، الخريطة I–1802–A.
  15. ^ ab Greeley, R.; Guest, JE (1987). خريطة جيولوجية للمنطقة الاستوائية الشرقية للمريخ. سلسلة التحقيقات المتنوعة للمسح الجيولوجي الأمريكي، الخريطة I–1802–B.
  16. ^ McCord, TM et al. (1980). تعريف وتوصيف وحدات سطح المريخ العالمية: خرائط الوحدات الأولية. المؤتمر الحادي عشر لعلوم القمر والكواكب: هيوستن: تكساس، الملخص رقم 1249، ص 697-699. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1980/pdf/1249.pdf.
  17. ^ جريلي، ر. (1994) المناظر الطبيعية الكوكبية، الطبعة الثانية؛ تشابمان وهول: نيويورك، ص 8 والشكل 1.6.
  18. ^ انظر Mutch, TA (1970). Geology of the Moon: A Stratigraphic View; Princeton University Press: Princeton, NJ, 324 pp. وWilhelms, DE (1987). The Geologic History of the Moon, USGS Professional Paper 1348; http://ser.sese.asu.edu/GHM/ لمراجعات حول هذا الموضوع.
  19. ^ Wilhelms, DE (1990). Geologic Mapping in Planetary Mapping, R. Greeley, RM Batson, Eds.; Cambridge University Press: Cambridge UK, p. 214.
  20. ^ تاناكا، كيه إل؛ سكوت، دي إتش؛ جريلي، آر. (1992). الطبقات الأرضية العالمية في المريخ، إتش إتش كيفر وآخرون ، محررون؛ مطبعة جامعة أريزونا: توسان، أريزونا، ص 345-382.
  21. ^ ab Nimmo, F.; Tanaka, K. (2005). "Early Crustal Evolution of Mars". Annual Review of Earth and Planetary Sciences . 33 (1): 133–161. Bibcode :2005AREPS..33..133N. doi :10.1146/annurev.earth.33.092203.122637.
  22. ^ اللجنة الدولية للطبقات الأرضية . "الخريطة الطبقية الدولية" (PDF) . تم استرجاعها في 2009-09-25 .
  23. ^ ab Eicher, DL; McAlester, AL (1980). تاريخ الأرض؛ برنتيس هول: إنجلوود كليفس، نيوجيرسي، ص 143-146، ISBN 0-13-390047-9 . 
  24. ^ ماسون، ب.؛ كار، م.ح.؛ كوستارد، ف.؛ جريلي، ر.؛ هاوبر، إي.؛ جومان، ر. (2001). "الأدلة الجيومورفولوجية على وجود الماء السائل". مراجعات علوم الفضاء . سلسلة علوم الفضاء التابعة لـ ISSI. 96 : 333–364. doi :10.1007/978-94-017-1035-0_12. ISBN 978-90-481-5725-9.
  25. ^ إيفانوف، ما؛ هيد، جيه دبليو (2006). "ألبا باتيرا، المريخ: تضاريس وبنية وتطور بركان درعي فريد من نوعه يعود إلى أواخر العصر الهسبيري وأوائل العصر الأمازوني". مجلة البحوث الجيوفيزيائية . 111 (E9): E09003. رمز المكتبة : 2006JGRE..111.9003I. doi : 10.1029/2005JE002469 .
  26. ^ تاناكا، كيه إل؛ سكينر، جيه إيه؛ هير، تي إم (2005). خريطة جيولوجية للسهول الشمالية للمريخ. خريطة التحقيقات العلمية رقم 2888، كتيب؛ هيئة المسح الجيولوجي الأمريكية.
  27. ^ يتم استخدام تكوين فاستيتاس بورياليس هنا ليشمل سكانديا الأمازون السفلى، وفاستيتاس بورياليس الداخلية، ووحدات فاستيتاس بورياليس الهامشية من تاناكا وآخرون. (2005).
  28. ^ كاتلينج، دي سي؛ ليوفي، سي بي؛ وود، إس إي؛ داي، إم دي (2011). بحر الحمم البركانية في السهول الشمالية للمريخ: إعادة النظر في المحيطات الهسبيرية القطبية. المؤتمر الثاني والأربعون لعلوم القمر والكواكب، الملخص رقم 2529. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/2529.pdf.
  29. ^ ماسون، ب. إل. (1991). "طبقات المريخ - مراجعة قصيرة ومنظورات". مراجعات علوم الفضاء . 56 (1-2): 9-12. رمز Bibcode :1991SSRv...56....9M. doi :10.1007/BF00178385. S2CID  121719547.
  30. ^ تاناكا، كيه إل (2001). طبقات المريخ: ما نعرفه، وما لا نعرفه، وما نحتاج إلى القيام به. المؤتمر الثاني والثلاثون لعلوم القمر والكواكب، الملخص رقم 1695. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1695.pdf.
  31. ^ كار، 2006، ص 41.
  32. ^ كار، م. هـ. (1996). الماء على المريخ؛ مطبعة جامعة أكسفورد: أكسفورد، المملكة المتحدة، 229 صفحة، ISBN 0-19-509938-9 . 
  33. ^ كار، 2006، ص 15.
  34. ^ كار، 2006، ص 23.
  35. ^ Fassett, CI; Head, JW (2011). "تسلسل وتوقيت الظروف على المريخ المبكر". Icarus . 211 (2): 1204–1214. Bibcode :2011Icar..211.1204F. doi :10.1016/j.icarus.2010.11.014.
  • بويس، جوزيف م. (2008). كتاب سميثسونيان عن المريخ. أولد سيبروك، كونيتيكت: كونيكي وكونيكي. رقم ISBN 978-1-58834-074-0.
  • كار، مايكل هـ. (2006). سطح المريخ . كامبريدج، المملكة المتحدة: مطبعة جامعة كامبريدج. رقم ISBN 978-0-521-87201-0.
  • هارتمان، ويليام ك. (2003). دليل المسافر إلى المريخ: المناظر الطبيعية الغامضة للكوكب الأحمر. نيويورك: ووركمان. رقم ISBN 0-7611-2606-6.
  • مورتون، أوليفر (2003). رسم خرائط المريخ: العلم والخيال وولادة عالم . نيويورك: بيكادور. ISBN 0-312-42261-X.
تم الاسترجاع من "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=هسبيريا&oldid=1230615747"
Original text
Rate this translation
Your feedback will be used to help improve Google Translate