Noachiano: differenze tra le versioni

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==== Il vulcanismo del basso Noachiano ====
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Circa due terzi degli edifici degli altipiani del Noachiano e degli edifici vulcanici possono essere ascritti a questa epoca, attestando un vulcanismo precoce, diffuso oppure concentrato a sud della regione di [[Tharsis Montes|Tharsis]].<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Scott D. H.|autore2=Tanaka K. L.|anno=1981a|titolo=Mars—A large highland volcanic province revealed by Viking images|rivista=in Lunar and Planetary Science Conference, Proceedings, Houston, Texas, March 16–20, 1981, New York: Pergamon Press|volume=12B|pp=1449–1458}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|nome=Long|cognome=Xiao|nome2=Jun|cognome2=Huang|nome3=Philip R.|cognome3=Christensen|data=2012-03-XX|titolo=Ancient volcanism and its implication for thermal evolution of Mars|rivista=Earth and Planetary Science Letters|volume=323-324|pp=9–18|lingua=en|accesso=2021-05-11|doi=10.1016/j.epsl.2012.01.027|url=https://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/S0012821X12000453}}</ref>
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==== Altre morfologie ====
==== Altre morfologie ====
Alcune delle morfologie relative al basso Noachiano possono essere state prodotte per azione fluviale oppure per tettonica.
Alcune delle morfologie relative al basso Noachiano possono essere state prodotte per azione fluviale oppure per tettonica.


Parte dei terreni nel settore meridionale del ''bulge'' di [[Tharsis Montes|Tharsis]] contengono dense matrici lineari date da depressioni sinuose, interpretate come ''grabens'' strette e larghe.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Dohm J. M.|coautori=Baker V. R., Boynton W. V. e latri 18|anno=2009a|titolo=GRS evidence and the possibility of ancient oceans on Mars|rivista=Planetary and Space Science|volume=57|pp=664–684}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|nome=Ernst|cognome=Hauber|nome2=Matthias|cognome2=Grott|nome3=Peter|cognome3=Kronberg|data=2010-06-XX|titolo=Martian rifts: Structural geology and geophysics|rivista=Earth and Planetary Science Letters|volume=294|numero=3-4|pp=393–410|lingua=en|accesso=2021-05-11|doi=10.1016/j.epsl.2009.11.005|url=https://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/S0012821X09006529}}</ref> Altre creste mostrano una tendenza concentrica al margine di [[Daedalia Planum]], forse derivate dalla contrazione crostale dovuta alla risalita centrata in Siria Planum.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Banerdt W. B.|autore2=Golombek M. P.|autore3=Tanaka K. L.|anno=1992|titolo=Stress and tectonics on Mars, in Kieffer, H.H., Jakosky B. M., Snyder C. W. e Matthews, M.S., eds., Mars: Tucson, Ariz., University of Arizona Press|pp=249–297}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Schultz R. A.|autore2=Tanaka K. L.|anno=1994|titolo=Lithospheric-scale buckling and thrust structures on Mars—The Coprates rise and south Tharsis ridge belt|rivista=Journal of Geophysical Research|volume=99|numero=E4|pp=8371–8385}}</ref> Inoltre piccole valli dividono, in alcuna aree, i terreni del basso Noachiano per una probabile dissezione fluviale e movimenti di massa, prominenti morfologie impostatesi durante questa epoca.
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=== Il medio Noachiano ===
=== Il medio Noachiano ===
È la seconda epoca del Noachiano. I terreni dominano le regioni degli altipiani ovunque non siano presenti, oppure scarseggiano, quelli dell’epoca precedente, comprese le regioni che confinano con la zona di transizione altopiano/pianura in [[Arabia Terra]] e a sud di [[Elysium Planitia]], così come quelli che circondano il bacino dell’[[Argyre Planitia|Argyre]]. Sono ricomprese anche quelle superfici di rottura ​​relativamente basse adiacenti agli affioramenti più elevati del basso Noachiano dove, comunemente, una rottura di pendio separa i terreni delle due epoche, in cui valli strette incidono le topografie più ripide della prima. Nel complesso i depositi sono composti probabilmente da una maggiore proporzione di materiali sedimentari e vulcanici rispetto a quelli del precedente periodo, che può riflettere condizioni climatiche favorevoli a precipitazioni e deflusso idrico.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Irwin R. P. III|autore2=Grant J. A.|anno=2013|titolo=Geologic map of MTM –15027, –20027, –25027, and –25032 quadrangles, Margaritifer Terra region of Mars|rivista=U.S. Geological Survey Science Investigations Map 3209, scale 1:1,000,000.}}</ref>
È la seconda epoca del Noachiano.

Gli altopiani contengono almeno 15 bacini da impatto di diametro maggiore di 150 km. Argyre e Isidis sono due bacini definiti a livello regionale da depressioni topografiche circondate da massicci montuosi appartenenti al medio Noachiano. [[Argyre Planitia|Argyre]] è circondato da massicci per un diametro esterno medio di circa 1.500 km e dagli altopiani del medio Noachiano per un diametro di circa 3.000 km. A differenza del bacino di Hellas, questo settore esterno non forma un anello nettamente rialzato, ma include solchi e creste larghe e irregolari che sono prevalentemente orientate in modo circonferenziale al bacino e che probabilmente rappresentano anelli strutturali associati alla formazione del [[Argyre Planitia|Argyre]] stesso. Il bacino di Isidis si trova lungo il limite di transizione altopiano/pianura e mostra le caratteristiche morfologiche diverse dai bacini di Hellas e di [[Argyre Planitia|Argyre]] pur avendo dimensioni simili. Difatti possiede un bordo discontinuo che si estende per un diametro di circa 2.100 km ed è intervallato da terreni di altopiano, sempre del medio Noachiano, e da terreni a quote inferiori del post-Noachiano, circonferenziali, per lo più strette verso nord-ovest ([[Nili Fossae]]) e a sud-est ([[Amenthes Fossae]]). Probabilmente si sono formati degli avvallamenti per estensione crostale durante il medio Noachiano e sono stati riattivati ​​nell’[[Esperiano]], dato che tagliano localmente parte dei terreni di transizione proprio di inizio periodo. Gli [[Oenotria Scopuli]] sono scarpate circonferenziali rivolte verso il bacino che hanno spostato e modificano i terreni di altopiani del basso Noachiano a una distanza radiale da circa 1.400 a circa 1.500 km dal centro di Isidis che sembrano formare  la struttura ad anello del bacino. Interessanti sono i carbonati come marcatori: rari sulla superficie di Marte, si ritrovano in un orizzonte stratigrafico, nei luoghi circostanti il ​​bacino di [[Isidis Planitia|Isidis]], coerenti a riflette condizioni da neutre ad alcaline al tempo di formazione del bacino stesso, probabilmente per alterazione di uno strato ricco di olivina;<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Ehlmann B. L.|coautori=Mustard J. F., Murchie S. L. e altri 11|anno=2008|titolo=Orbital identification of carbonate-bearing rocks on Mars|rivista=Science|volume=322|pp=1828–1832}}</ref> inoltre, diversi depositi di minerali silicatici alterati, indicativi di metamorfosi di basso grado o alterazioni idrotermali acquose, vengono ritrovati nel terreno del Noachiano ad ovest del bacino di Isidis.<ref>{{Cita pubblicazione|nome=Bethany L.|cognome=Ehlmann|nome2=John F.|cognome2=Mustard|nome3=Gregg A.|cognome3=Swayze|data=2009-10-23|titolo=Identification of hydrated silicate minerals on Mars using MRO-CRISM: Geologic context near Nili Fossae and implications for aqueous alteration|rivista=Journal of Geophysical Research|volume=114|pp=E00D08|lingua=en|accesso=2021-05-12|doi=10.1029/2009JE003339|url=http://doi.wiley.com/10.1029/2009JE003339}}</ref>

==== L’attività vulcanica ====
A differenza della prima epoca i terreni e gli edifici vulcanici tendono a diminuire in numero, forse a causa di un aumento dello stress compressivo globale e dell’ispessimento della crosta, che hanno limitato l’afflusso di magma lontano dai centri magmatici regionali come [[Tharsis Montes|Tharsis]] ed [[Elysium Planitia|Elysium]].<ref name=":1" /> Processi di ''embayment'' nell’ultima epoca mostrano che gli altopiani di [[Thaumasia Planum|Thaumasia]] sono venuti a sollevarsi principalmente durante il medio Noachiano, mentre lo sviluppo di stretti ''graben'', densamente distanziati che attraversano gli altopiani di [[Thaumasia Planum|Thaumasia]] di questa epoca, indicano la loro contemporaneità con il processo di sollevamento.<ref name=":2" /><ref name=":3" />


=== '''L'alto Noachiano''' ===
=== '''L'alto Noachiano''' ===

Versione delle 14:02, 12 mag 2021

Rappresentazione di Marte durante il Noachiano.

Il Noachiano è il primo dei tre periodi che hanno caratterizzato la storia geologica di Marte, a cui appartengono le più antiche attività osservate e correlate ai più vecchi terreni presenti sulla superficie del pianeta.[1] Il Noachiano corrispondente all'intervallo che va dai 4,1 ai 3,7 miliardi di anni fa.[2] E' una fase delle vita del pianeta caratterizzata da un'alta frequenza di impatti di meteoriti e asteroidi e dalla possibile presenza di abbondante acqua sulla superficie marziana.[3] Nel Noachiano si registra il netto e rapido declino dei bombardamenti da impatto meteorico, con continuità dalla prima alla terza epoca che compongono il periodo.[1]

La superficie dell'età del Noachiano è quella privilegiata per l'atterraggio di veicoli spaziali per la ricerca di fossili come prova di una vita extraterrestre passata.[4] Durante il Noachiano l'atmosfera di Marte era più densa di quanto non lo sia nell'era attuale, e il clima era probabilmente più caldo, tanto da consentire la caduta di pioggia.[5] Grandi laghi e fiumi erano presenti nell'emisfero meridionale e un oceano potrebbe aver ricoperto le pianure settentrionali basse.[6]

Origine del nome

Il nome del periodo deriva da quello della Noachis Terra, che significa “Terra di Noè”.

Geografia e morfologia

Le terre noachiane si trovano principalmente nell'emisfero meridionale, spesso ad un'altitudine di pochi chilometri dal livello di riferimento marziano (come nel caso di Terra Sabaea, Tyrrhena Terra, Promethei Terra, Terra Cimmeria, Terra Sirenum, Aonia Terra e appunto, Noachis Terra).

Questi terreni sono caratterizzati dalla presenza di grandi crateri a fondo pianeggiante, ma la caratteristica principale del Noachiano rispetto alle altre ere marziane è l'onnipresenza di tracce di acqua liquida, sotto forma di sedimenti nei crateri che testimoniano la presenza di laghi oppure di valli con in fondo letti fluviali prosciugati.

Epoche

Il Noachiano è suddiviso in tre epoche: basso, medio e alto (oppure, ma comunque uguale, inferiore, medio e superiore). Nella carta al 20.000.000 della USGS, rilasciata nel 2014, vengono riportate le età del limite inferiore indicate da Michael del 2013,[7] basate sui sistemi di cronologia di Hartmann (2004 iterazion) e Neukum (2001), derivati dalle densità di craterizzazione di riferimento ricavate da Tanaka (1986) come aggiornate da Werner e Tanaka nel 2011.[8] Ovviamente non esistono limiti inferiori per il basso Noachiano.

Età delle epoche del Noachiano (in Ga dal presente)
Michael (2013)
Inizio delle epoche Da Neukum (2001) Da Hartmann (2004 iteration)
Alto Nochiano 3.83 3.85
Medio Nochiano 3.94 3.96
Basso Noachiano --- ---

Il basso Noachiano

I terreni più antichi osservabili sulla superficie di Marte sono riferibili alla primitiva crosta del pianeta, costituita dai materiali di questa epoca e da materiali del pre-Noachiano sepolti e inferiti da bacini topograficamente sottili pensati essere vestigia di antichi impatti. Nel complesso i depositi sono costituiti principalmente da brecce da impatto e fusi, rocce ignee e alcune sequenze sedimentarie. Tali materiali postdatano ampiamente la formazione delle vaste pianure settentrionali, che costituiscono la prima caratteristica geografica riconosciuta del pianeta, probabilmente di origine da impatto oppure per tettonica.[9][10][11]

Bacini da impatto

La datazione dei maggiori impatti su Marte, nel database globale dei crateri,[12] indica che in questa epoca  ricade la formazione di almeno 65 bacini con diametri maggiore dei 150 km.[13][14] Diciotto di questi sono profondamente sepolti o altamente degradati e l’identificazione del loro diametro e della loro età presentano una incertezza maggiore rispetto ad altri, visibili. Il più grande bacino è dato da Hellas Planitia (circa 2.400 km di diametro) a formare la maggior superficie depressa sul pianeta. La morfologia indica una forma asimmetrica (circa 5.000 km di diametro nella direzione nordest-sudovest e circa 6.000 km di diametro in direzione nordovest-sudest), data dal terreno elevato tra gli 1 e i 2 km rispetto gli altopiani circostanti, comprendente un volume prossimo a quello mancante all’interno del bacino.[15] Le parti interne e sud-orientali degli anelli concentrici sono costituiti da massicci inframmezzati da depressioni intermedie e da pianure. Le parti ovest e nordovest del bordo dell’anello sono invece deformati da creste concentriche e oblique (a formare gli Hellespontes Montes) e da depressioni (come ad esempio, Scylla Scopulus), risultato prodotto da un probabile impatto a basso angolo diretto verso sud-est.[16] Un altro bacino importante è quello del polo sud di circa 1.160 km di diametro, in parte delineato dalla scarpata di Promethei Rupes a formare il bordo esistente parzialmente interrato dalla Planum Meridionale.

Il vulcanismo del basso Noachiano

Circa due terzi degli edifici degli altipiani del Noachiano e degli edifici vulcanici possono essere ascritti a questa epoca, attestando un vulcanismo precoce, diffuso oppure concentrato a sud della regione di Tharsis.[17][18]

Altre morfologie

Alcune delle morfologie relative al basso Noachiano possono essere state prodotte per azione fluviale oppure per tettonica.

Parte dei terreni nel settore meridionale del bulge di Tharsis contengono dense matrici lineari date da depressioni sinuose, interpretate come grabens strette e larghe.[19][20] Altre creste mostrano una tendenza concentrica al margine di Daedalia Planum, forse derivate dalla contrazione crostale dovuta alla risalita centrata in Siria Planum.[21][22] Inoltre piccole valli dividono, in alcuna aree, i terreni del basso Noachiano per una probabile dissezione fluviale e movimenti di massa, prominenti morfologie impostatesi durante questa epoca.

Il medio Noachiano

È la seconda epoca del Noachiano. I terreni dominano le regioni degli altipiani ovunque non siano presenti, oppure scarseggiano, quelli dell’epoca precedente, comprese le regioni che confinano con la zona di transizione altopiano/pianura in Arabia Terra e a sud di Elysium Planitia, così come quelli che circondano il bacino dell’Argyre. Sono ricomprese anche quelle superfici di rottura ​​relativamente basse adiacenti agli affioramenti più elevati del basso Noachiano dove, comunemente, una rottura di pendio separa i terreni delle due epoche, in cui valli strette incidono le topografie più ripide della prima. Nel complesso i depositi sono composti probabilmente da una maggiore proporzione di materiali sedimentari e vulcanici rispetto a quelli del precedente periodo, che può riflettere condizioni climatiche favorevoli a precipitazioni e deflusso idrico.[23]

Gli altopiani contengono almeno 15 bacini da impatto di diametro maggiore di 150 km. Argyre e Isidis sono due bacini definiti a livello regionale da depressioni topografiche circondate da massicci montuosi appartenenti al medio Noachiano. Argyre è circondato da massicci per un diametro esterno medio di circa 1.500 km e dagli altopiani del medio Noachiano per un diametro di circa 3.000 km. A differenza del bacino di Hellas, questo settore esterno non forma un anello nettamente rialzato, ma include solchi e creste larghe e irregolari che sono prevalentemente orientate in modo circonferenziale al bacino e che probabilmente rappresentano anelli strutturali associati alla formazione del Argyre stesso. Il bacino di Isidis si trova lungo il limite di transizione altopiano/pianura e mostra le caratteristiche morfologiche diverse dai bacini di Hellas e di Argyre pur avendo dimensioni simili. Difatti possiede un bordo discontinuo che si estende per un diametro di circa 2.100 km ed è intervallato da terreni di altopiano, sempre del medio Noachiano, e da terreni a quote inferiori del post-Noachiano, circonferenziali, per lo più strette verso nord-ovest (Nili Fossae) e a sud-est (Amenthes Fossae). Probabilmente si sono formati degli avvallamenti per estensione crostale durante il medio Noachiano e sono stati riattivati ​​nell’Esperiano, dato che tagliano localmente parte dei terreni di transizione proprio di inizio periodo. Gli Oenotria Scopuli sono scarpate circonferenziali rivolte verso il bacino che hanno spostato e modificano i terreni di altopiani del basso Noachiano a una distanza radiale da circa 1.400 a circa 1.500 km dal centro di Isidis che sembrano formare  la struttura ad anello del bacino. Interessanti sono i carbonati come marcatori: rari sulla superficie di Marte, si ritrovano in un orizzonte stratigrafico, nei luoghi circostanti il ​​bacino di Isidis, coerenti a riflette condizioni da neutre ad alcaline al tempo di formazione del bacino stesso, probabilmente per alterazione di uno strato ricco di olivina;[24] inoltre, diversi depositi di minerali silicatici alterati, indicativi di metamorfosi di basso grado o alterazioni idrotermali acquose, vengono ritrovati nel terreno del Noachiano ad ovest del bacino di Isidis.[25]

L’attività vulcanica

A differenza della prima epoca i terreni e gli edifici vulcanici tendono a diminuire in numero, forse a causa di un aumento dello stress compressivo globale e dell’ispessimento della crosta, che hanno limitato l’afflusso di magma lontano dai centri magmatici regionali come Tharsis ed Elysium.[18] Processi di embayment nell’ultima epoca mostrano che gli altopiani di Thaumasia sono venuti a sollevarsi principalmente durante il medio Noachiano, mentre lo sviluppo di stretti graben, densamente distanziati che attraversano gli altopiani di Thaumasia di questa epoca, indicano la loro contemporaneità con il processo di sollevamento.[19][20]

L'alto Noachiano

È l'ultima epoca del Noachiano.

Bibliografia

Note

  1. ^ a b Tanaka K. L., Skinner J. A., Jr., Dohm J. M., Irwin R. P. III, Kolb E. J., Fortezzo C. M., Platz T., Michael G. G., Hare T. M., Geologic map of Mars: U.S. Geological Survey Scientific Investigations Map 3292, scale 1:20,000,000, pamphlet 43 p., https://dx.doi.org/10.3133/sim3292, 2014.
  2. ^ K.L. Tanaka, The Stratigraphy of Mars, in J. Geophys. Res., vol. 91, B13, 1986, pp. E139–E158, DOI:10.1029/JB091iB13p0E139.
  3. ^ Jonathan Amos, Clays in Pacific lavas challenge wet early Mars idea, su bbc.com, BBC, 10 settembre 2012.
  4. ^ J. Grotzinger, Beyond Water on Mars, in Nature Geoscience, vol. 2, n. 4, 2009, pp. 231–233, DOI:10.1038/ngeo480.
  5. ^ R. A. Craddock et al., The Case for Rainfall on a Warm, Wet Early Mars, in J. Geophys. Res., vol. 107, E11, 2002, p. 5111, DOI:10.1029/2001JE001505.
  6. ^ M.C. Malin et al., Evidence for Persistent Flow and Aqueous Sedimentation on Early Mars, in Science, vol. 302, n. 5652, 2003, pp. 1931–1934, DOI:10.1126/science.1090544, PMID 14615547.
  7. ^ Michael G.G, , Planetary surface dating from crater size–frequency distribution measurements—Multiple resurfacing episodes and differential isochron fitting., in Icarus, vol. 226, 2013, pp. 885–890, DOI:doi:10.1016/j.icarus.2013.07.004.
  8. ^ Tanaka et al., Geologic map of Mars, in U.S. Geological Survey Scientific Investigations Map 3292, scale 1:20,000,000, pamphlet 43 p, 2014.
  9. ^ Nimmo F. e Tanaka K. L., Early crustal evolution of Mars, in Annual Review of Earth and Planetary Sciences, vol. 33, 2005, pp. 133–161.
  10. ^ (EN) H. V. Frey, Impact constraints on, and a chronology for, major events in early Mars history, in Journal of Geophysical Research, vol. 111, E8, 2006, pp. E08S91, DOI:10.1029/2005JE002449. URL consultato l'11 maggio 2021.
  11. ^ (EN) Jeffrey C. Andrews-Hanna, Maria T. Zuber e W. Bruce Banerdt, The Borealis basin and the origin of the martian crustal dichotomy, in Nature, vol. 453, n. 7199, 2008-06-XX, pp. 1212–1215, DOI:10.1038/nature07011. URL consultato l'11 maggio 2021.
  12. ^ (EN) Stuart J. Robbins e Brian M. Hynek, A new global database of Mars impact craters ≥1 km: 1. Database creation, properties, and parameters: MARS CRATER DATABASE-CONSTRUCTION, in Journal of Geophysical Research: Planets, vol. 117, E5, 2012-05-XX, pp. n/a–n/a, DOI:10.1029/2011JE003966. URL consultato l'11 maggio 2021.
  13. ^ (EN) S.C. Werner, The early martian evolution—Constraints from basin formation ages, in Icarus, vol. 195, n. 1, 2008-05-XX, pp. 45–60, DOI:10.1016/j.icarus.2007.12.008. URL consultato l'11 maggio 2021.
  14. ^ (EN) Stuart J. Robbins, Brian M. Hynek e Robert J. Lillis, Large impact crater histories of Mars: The effect of different model crater age techniques, in Icarus, vol. 225, n. 1, 2013-07-XX, pp. 173–184, DOI:10.1016/j.icarus.2013.03.019. URL consultato l'11 maggio 2021.
  15. ^ Smith D. E., Zuber M. T., Solomon S. C. e altri 16, The global topography of Mars and implications for surface evolution, in Science, vol. 284, 1999, pp. 1495–1503.
  16. ^ Tanaka K. L. e Leonard G. J., Geology and landscape evolution of the Hellas region of Mars, in Journal of Geophysical Research, vol. 100, E3, 1995, pp. 5407–5432.
  17. ^ Scott D. H. e Tanaka K. L., Mars—A large highland volcanic province revealed by Viking images, in in Lunar and Planetary Science Conference, Proceedings, Houston, Texas, March 16–20, 1981, New York: Pergamon Press, 12B, 1981a, pp. 1449–1458.
  18. ^ a b (EN) Long Xiao, Jun Huang e Philip R. Christensen, Ancient volcanism and its implication for thermal evolution of Mars, in Earth and Planetary Science Letters, vol. 323-324, 2012-03-XX, pp. 9–18, DOI:10.1016/j.epsl.2012.01.027. URL consultato l'11 maggio 2021.
  19. ^ a b Dohm J. M., Dohm J. M., Ferris J. C., Baker V. R. e altri 7, Ancient drainage basin of the Tharsis region, Mars—Potential source for outflow channel systems and putative oceans or paleolakes, in Journal of Geophysical Research, vol. 106, 2001b, pp. 32943–32958.
  20. ^ a b (EN) Ernst Hauber, Matthias Grott e Peter Kronberg, Martian rifts: Structural geology and geophysics, in Earth and Planetary Science Letters, vol. 294, n. 3-4, 2010-06-XX, pp. 393–410, DOI:10.1016/j.epsl.2009.11.005. URL consultato l'11 maggio 2021.
  21. ^ Banerdt W. B., Golombek M. P. e Tanaka K. L., Stress and tectonics on Mars, in Kieffer, H.H., Jakosky B. M., Snyder C. W. e Matthews, M.S., eds., Mars: Tucson, Ariz., University of Arizona Press, 1992, pp. 249–297.
  22. ^ Schultz R. A. e Tanaka K. L., Lithospheric-scale buckling and thrust structures on Mars—The Coprates rise and south Tharsis ridge belt, in Journal of Geophysical Research, vol. 99, E4, 1994, pp. 8371–8385.
  23. ^ Irwin R. P. III e Grant J. A., Geologic map of MTM –15027, –20027, –25027, and –25032 quadrangles, Margaritifer Terra region of Mars, in U.S. Geological Survey Science Investigations Map 3209, scale 1:1,000,000., 2013.
  24. ^ Ehlmann B. L., Mustard J. F., Murchie S. L. e altri 11, Orbital identification of carbonate-bearing rocks on Mars, in Science, vol. 322, 2008, pp. 1828–1832.
  25. ^ (EN) Bethany L. Ehlmann, John F. Mustard e Gregg A. Swayze, Identification of hydrated silicate minerals on Mars using MRO-CRISM: Geologic context near Nili Fossae and implications for aqueous alteration, in Journal of Geophysical Research, vol. 114, 23 ottobre 2009, pp. E00D08, DOI:10.1029/2009JE003339. URL consultato il 12 maggio 2021.
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