मार्टियन डायकोटॉमी

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Mars topography (MOLA dataset) with poles HiRes.jpg

दक्षिणी और उत्तरी गोलार्द्धों के बीच मंगल ग्रह की सबसे विशिष्ट विशेषता तीव्र विषमता है, जिसे मार्टियन डायकोटॉमी के रूप में जाना जाता है। दो गोलार्द्धों के भूगोल में ऊंचाई में 1 से 3 किमी का अंतर है। मंगल ग्रह की सतह 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 घुंडी लोबेट देब्रिस एप्रन हैं जिन्हें चट्टान ग्लेशियर के रूप में दिखाया गया है।[4][5][6][7]

मंगल ग्रह के ज्वालामुखियों से निकले लावा द्वारा निर्मित कई विशाल घाटियाँ दो भागों में विभाजन करती हैं।[8][9][10][11]

मार्टियन डाइकोटॉमी सीमा में तालिका का व्यवस्थाविवरण, प्रोटोनिलस मेसा और निलोसिर्टिस टेबल नामक क्षेत्र सम्मिलित हैं। सभी तीन क्षेत्रों का वृहद् स्तर पर अध्ययन किया गया है क्योंकि माना जाता है कि वे बर्फ के संचलन से निर्मित भू-आकृतियाँ हैं[12][13] या पैलियोशोरलाइन्स पर प्रश्न उठाया गया है जो ज्वालामुखी के अपरदन से बनते हैं।[14]

उत्तरी तराई क्षेत्र में मंगल की सतह का लगभग एक-तिहाई भू-भाग सम्मिलित 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 सम्मिलित हैं जो आदिकालीन विधवंश 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 अत्यधिक-प्रभावी सतह में एक बहुत बड़ा, गोलाकार अवसाद उत्पन्न करेगा। प्रस्तावित अवसाद को उत्तरी ध्रुवीय बेसिन (मंगल) नाम दिया गया है। यधपि, तराई क्षेत्र के आकार के अधिकांश आकलन एक ऐसे संरचना का उत्पादन करते हैं जो नाटकीय रूप से गोलाकार रूप से विचलित हो जाते हैं।[16] अतिरिक्त प्रक्रियाएँ चक्रीयता से उन विचलनों को उत्पन्न कर सकती हैं। इसके अतिरिक्त, यदि प्रस्तावित बोरेलिस बेसिन एक प्रभाव द्वारा निर्मित अवसाद है, तो यह सौर मंडल में ज्ञात सबसे बड़ा प्रभावी क्रेटर होगा। सौर मंडल अभिवृद्धि की प्रक्रिया के समय कभी-कभी एक वस्तु जो विशाल हो सकती है, वह मंगल ग्रह से टकरा सकती है।

यह अपेक्षा की जाती है कि इस तरह के परिमाण के प्रभाव से एक उत्सर्ग आवरण का उत्पादन होता है जो तराई के आसपास के क्षेत्रों में पाया जाता है और ज्वालामुखी बनाने के लिए पर्याप्त गर्मी पैदा करता है। यधपि, अगर प्रभाव 4.5 गीगा वार्षिक (अरब साल पहले) के आसपास हुआ, तो अपरदन उत्सर्ग आवरण की अनुपस्थिति की व्याख्या कर सकता है लेकिन ज्वालामुखियों की अनुपस्थिति की व्याख्या नहीं कर सकता। इसके अतिरिक्त, अत्यधिक-प्रभावी सतह के एक वृहद् भाग को बाहरी अंतरिक्ष और दक्षिणी गोलार्ध में छितरा सकता था। सतह 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 अनुरेखण जटिल था। थार्सिस ज्वालामुखीय उदय ने प्रस्तावित दो भागों की सीमा के भाग को बेसाल्ट के 30 किमी के नीचे दबा 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।

यधपि, इस परिकल्पना को मंगल ग्रह 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 सतह बनाता है और इस प्रकार देखे गए क्रस्टल डाइकोटॉमी को जन्म देता है।[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 आकलित आकार चंद्रमा के आकार का था,[23][24] लेकिनआधुनिक शोध एक छोटे, 500-750 किमी-त्रिज्या प्रक्षेप्य के पक्ष में हैं।[25]


अंतर्जात मूल परिकल्पना

See also: मंगल ग्रह का आर्किटेक्चर

ऐसा माना जाता है कि प्लेट विवर्तनिक प्रक्रियाएं मंगल ग्रह के इतिहास के प्रारंभ में मंगल ग्रह पर सक्रिय रही होंगी।[26] लिथोस्फेरिक क्रस्टल सामग्री के वृहद् स्तर पर पुनर्वितरण को पृथ्वी पर प्लेट विवर्तनिक प्रक्रियाओं के कारण जाना जाता है। यधपि यह अभी भी पूरी तरह से स्पष्ट नहीं है कि मेंटल प्रक्रियाएं पृथ्वी पर प्लेट विवर्तनिक को कैसे प्रभावित करती हैं, मेंटल संवहन को कोशिकाओं या प्लम के रूप में सम्मिलित 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 स्थूल रूप से गोलाकार संरचना को प्लम-जैसे पहले-क्रम के पलटने के लिए आरोपित किया जा सकता है जो तीवरता 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 विधवंश करम के अंत में स्पष्ट रूप से घटित हुए थे।

2005 का एक अध्ययन[27] पता चलता है कि डिग्री -1 मेंटल संवहन द्विभाजन उतपन 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 विधवंश के अंत से पहले सतह के दोष और लचीलेपन के भूगर्भिक साक्ष्य की आवश्यकता है।

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


एकाधिक प्रभाव परिकल्पना

एकाधिक प्रभाव परिकल्पना को कई वृहद् 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 वृहद् 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 उत्सर्ग आवरण 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 उत्सर्ग आवरणों से ढका होना चाहिए और मूल ग्रह की सतह के समान ऊंचाई पर खड़ा होना चाहिए। स्पष्ट रूप से ऐसा भी नहीं है। उत्सर्ग आवरण की अनुपस्थिति की व्याख्या करने वाला एक तरीका यह आकलन लगाता है कि कोई इजेक्टा कभी मौजूद नहीं था।[30] इजेक्टा की अनुपस्थिति एक वृहद् 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 परिसंकरम 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
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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.
  9. ↑ Leverington, David W. (2004-10-01). "ज्वालामुखीय चट्टानें, सुव्यवस्थित द्वीप, और मंगल ग्रह पर बहिर्वाह चैनलों की उत्पत्ति". Journal of Geophysical Research: Planets (in English). 109 (E10): E10011. Bibcode:2004JGRE..10910011L. doi:10.1029/2004JE002311. ISSN 2156-2202.
  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.
  13. ↑ "HiRISE - Glacier? (ESP_018857_2225)". www.uahirise.org. Archived from the original on 2017-05-30.
  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.
  15. ↑ Frey, H. V. (2006-08-01). "प्रारंभिक मंगल इतिहास की प्रमुख घटनाओं पर प्रभाव की कमी, और एक कालक्रम". Journal of Geophysical Research: Planets (in English). 111 (E8): E08S91. Bibcode:2006JGRE..111.8S91F. doi:10.1029/2005JE002449. ISSN 2156-2202.
  16. ↑ McGill, G. E.; Squyres, S. W (1991). "Origin of the martian crustal dichotomy: Evaluating hypotheses". Icarus. 93 (2): 386–393. Bibcode:1991Icar...93..386M. doi:10.1016/0019-1035(91)90221-e.
  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.
  19. ↑ Andrews-Hanna, Jeffrey C.; Zuber, Maria T.; Banerdt, W. Bruce (2008-06-26). "बोरेलिस बेसिन और मार्शियन क्रस्टल डाइकोटॉमी की उत्पत्ति". Nature (in English). 453 (7199): 1212–1215. Bibcode:2008Natur.453.1212A. doi:10.1038/nature07011. ISSN 0028-0836. PMID 18580944. S2CID 1981671.
  20. ↑ Wilhelms, Don E.; Squyres, Steven W. (1984-05-10). "मार्शियन हेमिस्फेरिक डाइकोटॉमी एक विशाल प्रभाव के कारण हो सकता है". Nature (in English). 309 (5964): 138–140. Bibcode:1984Natur.309..138W. doi:10.1038/309138a0. S2CID 4319084.
  21. ↑ Leone, Giovanni; Tackley, Paul J.; Gerya, Taras V.; May, Dave A.; Zhu, Guizhi (2014-12-28). "मंगल ग्रह के द्विभाजन की उत्पत्ति के लिए दक्षिणी ध्रुवीय विशाल प्रभाव परिकल्पना के त्रि-आयामी सिमुलेशन". Geophysical Research Letters (in English). 41 (24): 2014GL062261. Bibcode:2014GeoRL..41.8736L. doi:10.1002/2014GL062261. ISSN 1944-8007.
  22. ↑ Leone, Giovanni; Tackley, Paul J.; Gerya, Taras V.; May, Dave A.; Zhu, Guizhi (2014-12-28). "मंगल ग्रह के द्विभाजन की उत्पत्ति के लिए दक्षिणी ध्रुवीय विशाल प्रभाव परिकल्पना के त्रि-आयामी सिमुलेशन". Geophysical Research Letters (in English). 41 (24): 2014GL062261. Bibcode:2014GeoRL..41.8736L. doi:10.1002/2014GL062261. ISSN 1944-8007.
  23. ↑ Leone, Giovanni; Tackley, Paul J.; Gerya, Taras V.; May, Dave A.; Zhu, Guizhi (2014-12-28). "मंगल ग्रह के द्विभाजन की उत्पत्ति के लिए दक्षिणी ध्रुवीय विशाल प्रभाव परिकल्पना के त्रि-आयामी सिमुलेशन". Geophysical Research Letters (in English). 41 (24): 2014GL062261. Bibcode:2014GeoRL..41.8736L. doi:10.1002/2014GL062261. ISSN 1944-8007.
  24. ↑ Golabek, Gregor J.; Keller, Tobias; Gerya, Taras V.; Zhu, Guizhi; Tackley, Paul J.; Connolly, James A.D. (September 2011). "बड़े पैमाने पर मैग्माटिज़्म के कारण एक विशाल प्रभाव से मार्टियन डाइकोटॉमी और थारिस की उत्पत्ति". Icarus. 215 (1): 346–357. doi:10.1016/j.icarus.2011.06.012.
  25. ↑ Ballantyne, Harry A.; Jutzi, Martin; Golabek, Gregor J.; Mishra, Lokesh; Cheng, Kar Wai; Rozel, Antoine B.; Tackley, Paul J. (March 2023). "एक प्रभाव-प्रेरित मार्टियन डिकोटॉमी की व्यवहार्यता की जांच करना". Icarus. 392: 115395. doi:10.1016/j.icarus.2022.115395.
  26. ↑ Sleep (1994). "मार्टियन प्लेट टेक्टोनिक्स". Journal of Geophysical Research. 99 (E3): 5639. Bibcode:1994JGR....99.5639S. doi:10.1029/94JE00216.
  27. ↑ Roberts, James H.; Zhong, Shijie (2006). "मार्टियन मेंटल में डिग्री -1 संवहन और गोलार्ध द्विभाजन की उत्पत्ति।". Journal of Geophysical Research. 111 (E6): E06013. Bibcode:2006JGRE..111.6013R. doi:10.1029/2005je002668.
  28. ↑ Wong, Teresa; Solomatov, Viatcheslav S (2015-07-02). "Towards scaling laws for subduction initiation on terrestrial planets: constraints from two-dimensional steady-state convection simulations". Progress in Earth and Planetary Science (in English). 2 (1): 18. Bibcode:2015PEPS....2...18W. doi:10.1186/s40645-015-0041-x. ISSN 2197-4284.
  29. ↑ O'Rourke, Joseph G.; Korenaga, Jun (2012-11-01). "Terrestrial planet evolution in the stagnant-lid regime: Size effects and the formation of self-destabilizing crust". Icarus. 221 (2): 1043–1060. arXiv:1210.3838. Bibcode:2012Icar..221.1043O. doi:10.1016/j.icarus.2012.10.015. S2CID 19823214.
  30. ↑ Frey, H.; Schultz, R.A. (1988). "मंगल के क्रस्टल डाइकोटॉमी के लिए बड़े प्रभाव वाले बेसिन और मेगा-इम्पैक्ट मूल". Geophys. Res. Lett. 15 (3): 229–232. Bibcode:1988GeoRL..15..229F. doi:10.1029/gl015i003p00229.
  31. ↑ Barlow, N. Mars: An Introduction to its Interior, Surface, and Atmosphere. Cambridge University Press 2008
  32. ↑ De Pateris, I., Lissauer, J. Planetary Sciences Cambridge University Press
  33. ↑ Clancy, R. T.; Grossman, A. W.; et al. (Jul 1996). "Water Vapor Saturation at Low Altitudes around Mars Aphelion: A Key to Mars Climate?". Icarus. 122 (1): 36–62. Bibcode:1996Icar..122...36C. doi:10.1006/icar.1996.0108.


बाहरी संबंध

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