मार्टियन डायकोटॉमी: Difference between revisions

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दो क्षेत्रों के बीच की सीमा स्थानों में काफी जटिल है। एक विशिष्ट प्रकार की स्थलाकृति को फ्रेटेड भूभाग कहा जाता है।<ref>Greeley, R. and J. Guest.  1987.  Geological map of the eastern equatorial region of Mars, scale 1:15,000,000. U. S. Geol. Ser. Misc. Invest. Map I-802-B, Reston, Virginia</ref><ref>{{cite journal | last1 = Sharp | first1 = R | year = 1973 | title = मंगल परेशान और अराजक इलाके| url = https://authors.library.caltech.edu/51405/1/jgr12921.pdf| journal = J. Geophys. Res. | volume = 78 | issue = 20| pages = 4073–4083 | doi=10.1029/jb078i020p04073 | bibcode=1973JGR....78.4073S}}</ref><ref>{{Cite book | isbn=978-0-8165-1247-8|title = Imagery & Creativity: Ethnoaesthetics and Art Worlds in the Americas|last1 = Whitten|first1 = Dorothea S.| year=1993}}</ref> इसमें मेसा, घुंडी और सपाट तल वाली घाटियाँ हैं जिनकी दीवारें लगभग एक मील ऊँची हैं। लगभग कई मेसा और नॉब [[लोबेट मलबे एप्रन]] हैं जिन्हें [[रॉक ग्लेशियर]] के रूप में दिखाया गया है।<ref>Plaut, J. et al.  2008. Radar Evidence for Ice in Lobate Debris Aprons in the Mid-Northern Latitudes of Mars. Lunar and Planetary Science XXXIX.  2290.pdf</ref><ref>Carr, M.  2006.  The Surface of Mars.  Cambridge University Press.  {{ISBN|978-0-521-87201-0}}</ref><ref>{{cite journal | last1 = Squyres | first1 = S | year = 1978 | title = Martian fretted terrain: Flow of erosional debris | journal = Icarus | volume = 34 | issue = 3| pages = 600–613 | doi=10.1016/0019-1035(78)90048-9 | bibcode=1978Icar...34..600S}}</ref><ref>{{Cite book|isbn = 978-0-8165-1257-7|title = Mars: Maps|last1 = Kieffer|first1 = Hugh H.|date = October 1992|url-access = registration|url = https://archive.org/details/mars0000unse}}</ref>
दो क्षेत्रों के बीच की सीमा स्थानों में काफी जटिल है। एक विशिष्ट प्रकार की स्थलाकृति को फ्रेटेड भूभाग कहा जाता है।<ref>Greeley, R. and J. Guest.  1987.  Geological map of the eastern equatorial region of Mars, scale 1:15,000,000. U. S. Geol. Ser. Misc. Invest. Map I-802-B, Reston, Virginia</ref><ref>{{cite journal | last1 = Sharp | first1 = R | year = 1973 | title = मंगल परेशान और अराजक इलाके| url = https://authors.library.caltech.edu/51405/1/jgr12921.pdf| journal = J. Geophys. Res. | volume = 78 | issue = 20| pages = 4073–4083 | doi=10.1029/jb078i020p04073 | bibcode=1973JGR....78.4073S}}</ref><ref>{{Cite book | isbn=978-0-8165-1247-8|title = Imagery & Creativity: Ethnoaesthetics and Art Worlds in the Americas|last1 = Whitten|first1 = Dorothea S.| year=1993}}</ref> इसमें मेसा, घुंडी और सपाट तल वाली घाटियाँ हैं जिनकी दीवारें लगभग एक मील ऊँची हैं। लगभग कई मेसा और नॉब [[लोबेट मलबे एप्रन]] हैं जिन्हें [[रॉक ग्लेशियर]] के रूप में दिखाया गया है।<ref>Plaut, J. et al.  2008. Radar Evidence for Ice in Lobate Debris Aprons in the Mid-Northern Latitudes of Mars. Lunar and Planetary Science XXXIX.  2290.pdf</ref><ref>Carr, M.  2006.  The Surface of Mars.  Cambridge University Press.  {{ISBN|978-0-521-87201-0}}</ref><ref>{{cite journal | last1 = Squyres | first1 = S | year = 1978 | title = Martian fretted terrain: Flow of erosional debris | journal = Icarus | volume = 34 | issue = 3| pages = 600–613 | doi=10.1016/0019-1035(78)90048-9 | bibcode=1978Icar...34..600S}}</ref><ref>{{Cite book|isbn = 978-0-8165-1257-7|title = Mars: Maps|last1 = Kieffer|first1 = Hugh H.|date = October 1992|url-access = registration|url = https://archive.org/details/mars0000unse}}</ref>
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Mars topography (MOLA dataset) with poles HiRes.jpg

दक्षिणी और उत्तरी गोलार्द्धों के बीच मंगल ग्रह की सबसे विशिष्ट विशेषता एक तीव्र विपरीतता है, जिसे मंगल द्विभाजन के रूप में जाना जाता है। दो गोलार्द्धों के भूगोल में ऊंचाई में 1 से 3 किमी का अंतर है। मंगल ग्रह की पपड़ी की औसत मोटाई 45 किमी है, जिसमें उत्तरी तराई क्षेत्र में 32 किमी और दक्षिणी उच्चभूमि में 58 किमी है।

दो क्षेत्रों के बीच की सीमा स्थानों में काफी जटिल है। एक विशिष्ट प्रकार की स्थलाकृति को फ्रेटेड भूभाग कहा जाता है।[1][2][3] इसमें मेसा, घुंडी और सपाट तल वाली घाटियाँ हैं जिनकी दीवारें लगभग एक मील ऊँची हैं। लगभग कई मेसा और नॉब लोबेट मलबे एप्रन हैं जिन्हें रॉक ग्लेशियर के रूप में दिखाया गया है।[4][5][6][7] मंगल ग्रह के ज्वालामुखियों से निकले लावा द्वारा निर्मित कई बड़ी घाटियाँ द्विबीजपत्री को काटती हैं।[8][9][10][11] मार्टियन डाइकोटॉमी सीमा में तालिका का व्यवस्थाविवरण, प्रोटोनिलस मेसा और निलोसिर्टिस टेबल नामक क्षेत्र शामिल हैं। सभी तीन क्षेत्रों का बड़े पैमाने पर अध्ययन किया गया है क्योंकि माना जाता है कि वे बर्फ के संचलन से निर्मित भू-आकृतियाँ हैं[12][13] या पैलियोशोरलाइन्स पर सवाल उठाया गया है जो ज्वालामुखी के कटाव से बनते हैं।[14] उत्तरी तराई में मंगल की सतह का लगभग एक-तिहाई हिस्सा शामिल है और अपेक्षाकृत सपाट है, जिसमें दक्षिणी गोलार्ध के जितने ही क्रेटर हैं।[15] मंगल ग्रह की सतह का अन्य दो-तिहाई भाग दक्षिणी गोलार्द्ध के ऊंचे क्षेत्र हैं। गोलार्द्धों के बीच ऊंचाई में अंतर नाटकीय है। क्रस्टल डाइकोटॉमी की उत्पत्ति के लिए तीन प्रमुख परिकल्पनाएं प्रस्तावित की गई हैं: अंतर्जनित (मेंटल प्रक्रियाओं द्वारा), एकल प्रभाव, या एकाधिक प्रभाव। प्रभाव से संबंधित दोनों परिकल्पनाओं में ऐसी प्रक्रियाएँ शामिल हैं जो आदिकालीन बमबारी के अंत से पहले हो सकती थीं, जिसका अर्थ है कि क्रस्टल डाइकोटॉमी की उत्पत्ति मंगल के इतिहास के प्रारंभ में हुई थी।

भूगोल

File:Mars elevation.stl

एकल प्रभाव परिकल्पना

एक मेगा-इम्पैक्ट क्रस्ट में एक बहुत बड़ा, गोलाकार अवसाद उत्पन्न करेगा। प्रस्तावित अवसाद को उत्तरी ध्रुवीय बेसिन (मंगल) नाम दिया गया है। हालांकि, तराई क्षेत्र के आकार के अधिकांश अनुमान एक ऐसे आकार का उत्पादन करते हैं जो नाटकीय रूप से गोलाकार आकार से विचलित हो जाते हैं।[16] अतिरिक्त प्रक्रियाएँ चक्रीयता से उन विचलनों को उत्पन्न कर सकती हैं। इसके अलावा, यदि प्रस्तावित बोरेलिस बेसिन एक प्रभाव द्वारा निर्मित अवसाद है, तो यह सौर मंडल में ज्ञात सबसे बड़ा प्रभाव गड्ढा होगा। सौर मंडल अभिवृद्धि की प्रक्रिया के दौरान कभी-कभी एक वस्तु जो बड़ी हो सकती है, वह मंगल ग्रह से टकरा सकती है।

यह उम्मीद की जाती है कि इस तरह के परिमाण के प्रभाव से एक बेदखलदार कंबल का उत्पादन होता है जो तराई के आसपास के क्षेत्रों में पाया जाता है और ज्वालामुखी बनाने के लिए पर्याप्त गर्मी पैदा करता है। हालांकि, अगर प्रभाव 4.5 Ga (अरब साल पहले) के आसपास हुआ, तो कटाव इजेक्टा कंबल की अनुपस्थिति की व्याख्या कर सकता है लेकिन ज्वालामुखियों की अनुपस्थिति की व्याख्या नहीं कर सकता। इसके अलावा, मेगा-इम्पैक्ट मलबे के एक बड़े हिस्से को बाहरी अंतरिक्ष और दक्षिणी गोलार्ध में बिखेर सकता था। मलबे के भूवैज्ञानिक साक्ष्य इस परिकल्पना के लिए बहुत ठोस समर्थन प्रदान करेंगे। 2008 का एक अध्ययन[17] उत्तरी गोलार्ध में एकल विशाल प्रभाव सिद्धांत की दिशा में अतिरिक्त शोध प्रदान किया। अतीत में थर्सिस ज्वालामुखी उदय की उपस्थिति से प्रभाव सीमाओं का पता लगाना जटिल था। थार्सिस ज्वालामुखीय उदय ने प्रस्तावित द्विबीजपत्री सीमा के भाग को बेसाल्ट के 30 किमी के नीचे दफ़न कर दिया। सीआईटी में एमआईटी और जेट प्रोपल्शन लैब के शोधकर्ता थारिस उदय के नीचे द्विभाजन के स्थान को बाधित करने के लिए मंगल ग्रह के गुरुत्वाकर्षण और स्थलाकृति का उपयोग करने में सक्षम हैं, इस प्रकार द्विभाजन सीमा का एक अण्डाकार मॉडल बनाते हैं। बोरेलिस बेसिन के अण्डाकार आकार ने उत्तरी एकल प्रभाव परिकल्पना में योगदान दिया[18][19] मूल सिद्धांत के पुन: संस्करण के रूप में[20] 1984 में प्रकाशित।

हालाँकि, इस परिकल्पना को मंगल के दक्षिणी ध्रुव पर एक विशाल वस्तु के साथ एक विशाल प्रभाव की एक नई परिकल्पना द्वारा काउंटर किया गया है जो मंगल के दक्षिणी गोलार्ध को पिघला देता है, जो पुनर्संरचना के बाद, उत्तरी गोलार्ध के सापेक्ष एक मोटी पपड़ी बनाता है और इस प्रकार देता है क्रस्टल डाइकोटॉमी में वृद्धि देखी गई।[21] इससे ग्रह के चुंबकीय क्षेत्र को भी ट्रिगर किया जा सकता है।[22] बारह ज्वालामुखी संरेखण की खोज इस नई परिकल्पना का प्रमाण देती है।[11]प्रारंभ में, इस परिदृश्य के लिए आवश्यक प्रभावकारी पिंड का अनुमानित आकार चंद्रमा के आकार का था,[23][24] लेकिन हाल के शोध एक छोटे, 500-750 किमी-त्रिज्या प्रक्षेप्य के पक्ष में हैं।[25]


अंतर्जात मूल परिकल्पना

See also: Tectonics of Mars

ऐसा माना जाता है कि प्लेट टेक्टोनिक्स #मंगल ग्रह के इतिहास के प्रारंभ में मंगल ग्रह पर सक्रिय रहा होगा।[26] लिथोस्फेरिक क्रस्टल सामग्री के बड़े पैमाने पर पुनर्वितरण को पृथ्वी पर प्लेट टेक्टोनिक प्रक्रियाओं के कारण जाना जाता है। भले ही यह अभी भी पूरी तरह से स्पष्ट नहीं है कि मेंटल प्रक्रियाएं पृथ्वी पर प्लेट टेक्टोनिक्स को कैसे प्रभावित करती हैं, मेंटल संवहन को कोशिकाओं या प्लम के रूप में शामिल माना जाता है। चूंकि पृथ्वी की अंतर्जनित प्रक्रियाओं को अभी तक पूरी तरह से समझा नहीं जा सका है, इसलिए मंगल ग्रह पर इसी तरह की प्रक्रियाओं का अध्ययन करना बहुत कठिन है। मार्टियन कोर के निर्माण के समय द्विभाजन बनाया जा सकता था। तराई के मोटे तौर पर गोलाकार आकार को प्लम-जैसे पहले-क्रम के पलटने के लिए जिम्मेदार ठहराया जा सकता है जो तेजी से कोर गठन की प्रक्रिया में हो सकता है। तराई क्षेत्र के आसपास के क्षेत्र में आंतरिक रूप से संचालित विवर्तनिक घटनाओं के प्रमाण हैं जो प्रारंभिक बमबारी चरण#स्थलीय ग्रहों|प्रारंभिक बमबारी चरण के अंत में स्पष्ट रूप से घटित हुए थे।

2005 का एक अध्ययन[27] पता चलता है कि डिग्री -1 मेंटल संवहन द्विभाजन पैदा कर सकता था। डिग्री-1 प्रावार संवहन एक संवहन प्रक्रिया है जिसमें एक गोलार्द्ध में एक का प्रभुत्व होता है अपवेलिंग, जबकि दूसरा गोलार्ध डाउनवेलिंग है। कुछ सबूत देर से नोचियन की प्रारंभिक मग़रिबी युग की व्यापक फ्रैक्चरिंग और आग्नेय गतिविधि की प्रचुरता है। एंडोजेनिक परिकल्पना के लिए एक काउंटर तर्क उन विवर्तनिक घटनाओं की संभावना है जो बोरेलिस बेसिन में क्रस्ट के प्रभाव के बाद के कमजोर होने के कारण होती हैं। अंतर्जात उत्पत्ति की परिकल्पना को और अधिक समर्थन देने के लिए प्रारंभिक बमबारी के अंत से पहले पपड़ी के दोष और लचीलेपन के भूगर्भिक साक्ष्य की आवश्यकता है।

हालांकि, मंगल ग्रह पर प्लेट टेक्टोनिक्स की कमी इस परिकल्पना को कमजोर करती है।[28][29]


एकाधिक प्रभाव परिकल्पना

एकाधिक प्रभाव परिकल्पना को कई बड़े प्रभाव घाटियों के रिम्स के साथ द्विबीजपत्री के खंडों के सहसंबंध द्वारा समर्थित किया जाता है। लेकिन उन प्रभाव घाटियों के रिम्स के बाहर बोरेलिस बेसिन के बड़े हिस्से हैं। यदि मंगल की तराई कई घाटियों द्वारा बनाई गई थी, तो उनके आंतरिक इजेक्टा और रिम्स को ऊपर की ओर ऊंचाई से ऊपर खड़ा होना चाहिए। तराई के प्रभाव वाले गड्ढों के रिम्स और इजेक्टा कंबल अभी भी ऊपरी क्षेत्रों से बहुत नीचे हैं। तराई क्षेत्रों में ऐसे क्षेत्र भी हैं जो किसी भी प्रभाव बेसिन के बाहर हैं, इन क्षेत्रों को कई इजेक्टा कंबलों से ढका होना चाहिए और मूल ग्रह की सतह के समान ऊंचाई पर खड़ा होना चाहिए। स्पष्ट रूप से ऐसा भी नहीं है। इजेक्टा कंबल की अनुपस्थिति की व्याख्या करने वाला एक तरीका यह अनुमान लगाता है कि कोई इजेक्टा कभी मौजूद नहीं था।[30] इजेक्टा की अनुपस्थिति एक बड़े प्रभावक द्वारा इजेक्टा को बाहरी अंतरिक्ष में बिखेरने के कारण हो सकती है। एक अन्य दृष्टिकोण ने बाद में ज्वालामुखी द्वारा गहराई और क्रस्टल लोडिंग को ठंडा करके द्विभाजन के गठन का प्रस्ताव दिया। बहु-प्रभाव परिकल्पना भी सांख्यिकीय रूप से प्रतिकूल है, यह संभावना नहीं है कि कई प्रभाव बेसिन होते हैं और मुख्य रूप से उत्तरी गोलार्ध में ओवरलैप होते हैं।

वातावरण

भौगोलिक द्विभाजन से संबंधित और असंबंधित कारणों से मंगल का वातावरण उत्तरी और दक्षिणी गोलार्द्धों के बीच महत्वपूर्ण रूप से भिन्न होता है।

धूल भरी आंधी

अधिक स्पष्ट रूप से, धूल के तूफान दक्षिणी गोलार्ध में उत्तर की तुलना में कहीं अधिक बार उत्पन्न होते हैं। असाधारण दक्षिणी तूफानों के वैश्विक धूल तूफानों में बढ़ने के बाद उच्च उत्तरी धूल सामग्री होती है।[31] परिणामस्वरूप, दक्षिणी गोलार्ध में अपारदर्शिता (ताऊ) अक्सर अधिक होती है। उच्च धूल सामग्री का प्रभाव सूरज की रोशनी के अवशोषण में वृद्धि, वायुमंडलीय तापमान में वृद्धि करना है।

विषुवों का अग्रगमन

मंगल की स्पिन धुरी, कई पिंडों के साथ, लाखों वर्षों में अग्रगमन। वर्तमान में, संक्रांति लगभग मंगल के एप्स के साथ मेल खाती है। इसका परिणाम एक गोलार्द्ध में होता है, दक्षिणी, गर्मियों में अधिक धूप प्राप्त करता है और सर्दियों में कम होता है, और इस प्रकार उत्तरी की तुलना में अधिक चरम तापमान होता है। जब पृथ्वी की तुलना में मंगल की बहुत अधिक कक्षीय विलक्षणता और सामान्य रूप से बहुत पतले वातावरण के साथ संयुक्त किया जाता है, तो दक्षिणी सर्दियाँ और गर्मियाँ पृथ्वी की तुलना में व्यापक होती हैं।

हैडली संचलन और वाष्पशील

मंगल का हैडली परिसंचरण इसके भूमध्य रेखा के बारे में समरूपता से ऑफसेट है।[32] जब दक्षिणी गोलार्द्ध की अधिक मौसमी सीमा (ऊपर देखें) के साथ संयुक्त किया जाता है, तो इसका परिणाम मंगल के पानी के वायुमंडलीय और अवशिष्ट आइस कैप आविष्कारों के साथ-साथ मौसमी की वर्तमान उत्तर-दक्षिण विषमता के हड़ताली उत्तर-दक्षिण गोलार्द्ध विषमता में होता है। आइस कैप अल्बेडोस। मंगल का वातावरण वर्तमान में मंगल के उत्तरी गोलार्ध में पानी का एक अरैखिक पंप है।[33]


इंटरएक्टिव मंगल मानचित्र

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 linksInteractive image map of the global topography of Mars. Hover your mouse over the image to see the names of over 60 prominent geographic features, and click to link to them. Coloring of the base map indicates relative elevations, based on data from the Mars Orbiter Laser Altimeter on NASA's Mars Global Surveyor. Whites and browns indicate the highest elevations (+12 to +8 km); followed by pinks and reds (+8 to +3 km); yellow is 0 km; greens and blues are lower elevations (down to −8 km). Axes are latitude and longitude; Polar regions are noted.


यह भी देखें

संदर्भ

  1. ↑ Greeley, R. and J. Guest. 1987. Geological map of the eastern equatorial region of Mars, scale 1:15,000,000. U. S. Geol. Ser. Misc. Invest. Map I-802-B, Reston, Virginia
  2. ↑ Sharp, R (1973). "मंगल परेशान और अराजक इलाके" (PDF). J. Geophys. Res. 78 (20): 4073–4083. Bibcode:1973JGR....78.4073S. doi:10.1029/jb078i020p04073.
  3. ↑ Whitten, Dorothea S. (1993). Imagery & Creativity: Ethnoaesthetics and Art Worlds in the Americas. ISBN 978-0-8165-1247-8.
  4. ↑ Plaut, J. et al. 2008. Radar Evidence for Ice in Lobate Debris Aprons in the Mid-Northern Latitudes of Mars. Lunar and Planetary Science XXXIX. 2290.pdf
  5. ↑ Carr, M. 2006. The Surface of Mars. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-87201-0
  6. ↑ Squyres, S (1978). "Martian fretted terrain: Flow of erosional debris". Icarus. 34 (3): 600–613. Bibcode:1978Icar...34..600S. doi:10.1016/0019-1035(78)90048-9.
  7. ↑ Kieffer, Hugh H. (October 1992). Mars: Maps. ISBN 978-0-8165-1257-7.
  8. ↑ Leone, Giovanni (2014-05-01). "मंगल ग्रह पर लेबिरिंथस नोक्टिस और वैलेस मेरिनेरिस की उत्पत्ति के रूप में लावा ट्यूबों का एक नेटवर्क". Journal of Volcanology and Geothermal Research. 277: 1–8. Bibcode:2014JVGR..277....1L. doi:10.1016/j.jvolgeores.2014.01.011.
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  10. ↑ Leverington, David W. (2011-09-15). "A volcanic origin for the outflow channels of Mars: Key evidence and major implications". Geomorphology. 132 (3–4): 51–75. Bibcode:2011Geomo.132...51L. doi:10.1016/j.geomorph.2011.05.022. S2CID 26520111.
  11. ↑ 11.0 11.1 Leone, Giovanni (2016-01-01). "मंगल के दक्षिणी गोलार्द्ध में ज्वालामुखीय विशेषताओं का संरेखण माइग्रेटिंग मेंटल प्लम्स द्वारा निर्मित". Journal of Volcanology and Geothermal Research. 309: 78–95. Bibcode:2016JVGR..309...78L. doi:10.1016/j.jvolgeores.2015.10.028.
  12. ↑ Baker, D.; et al. (2010). "Flow patterns of lobate debris aprons and lineated valley fill north of Ismeniae Fossae, Mars: Evidence for extensive mid-latitude glaciation in the Late Amazonian". Icarus. 207 (1): 186–209. Bibcode:2010Icar..207..186B. doi:10.1016/j.icarus.2009.11.017.
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  14. ↑ Hargitai, Henrik; Kereszturi, Ákos (2015). प्लैनेटरी लैंडफॉर्म का विश्वकोश - स्प्रिंगर. doi:10.1007/978-1-4614-3134-3. ISBN 978-1-4614-3133-6. S2CID 132406061.
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  17. ↑ Andrews-Hanna, Jeffrey C.; Zuber, Maria T.; Banerdt, W. Bruce (2008). "बोरेलिस बेसिन और मार्शियन क्रस्टल डाइकोटॉमी की उत्पत्ति।". Nature. 453 (7199): 1212–1215. Bibcode:2008Natur.453.1212A. doi:10.1038/nature07011. PMID 18580944. S2CID 1981671.
  18. ↑ Marinova, Margarita M.; Aharonson, Oded; Asphaug, Erik (2008-06-26). "मंगल गोलार्द्ध द्विभाजन का मेगा-इम्पैक्ट फॉर्मेशन". Nature (in English). 453 (7199): 1216–1219. Bibcode:2008Natur.453.1216M. doi:10.1038/nature07070. ISSN 0028-0836. PMID 18580945. S2CID 4328610.
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बाहरी संबंध

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