Ареографія

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Кольорова карта Марса у високій роздільній здатності, створена на основі знімків, зроблених орбітальним апаратом «Вікінг». Поверхнева мерзлота та туман із водяного льоду забарвлюють метеоритний басейн Hellas, що справа внизу, поряд із центром, у дуже світлий колір; Syrtis Major, розташований одразу вгорі над цим басейном, має дуже темний колір через те, що вітри змітають пил із темної базальтової поверхні. Залишкові північна та південна полярні льодовикові шапки зображені справа вгорі та внизу, відповідно, — такими, якими вони виглядають на початку літнього періоду, маючи мінімальний для цього часу розмір.

Ареогра́фія (від грец. Άρης — «Марс» та γράφω — «пишу, малюю») — розділ планетології, що вивчає утвори на поверхні Марса[1]. Поняття охоплює визначення меж та характеристик різноманітних регіонів планети Марс. Ареографія працює в першу чергу з тим, що на Землі окреслюється терміном фізична географія; тобто, з розподілом та розташуванням різних фізичних особливостей на поверхні Марса, а також їхнім картографічним відображенням.

Історія[ред.ред. код]

Карта Марса у виконанні Джованні Скіапареллі. Північ — вгорі цієї карти; однак на більшості карт Марса, створених до початку активних досліджень космосу, серед астрономів було заведено зображувати вгорі південь, оскільки телескопічне зображення планети перевернуте.

Перші спостереження за планетою Марс проводилися з поверхні Землі за допомогою телескопів. Історію цих спостережень можна простежити за протистояннями Марса, коли планета розташована найближче до Землі, а тому — її найкраще видно; такі протистояння повторюються з періодом 779,94 доби[2]. Ще зручнішими для спостережень є великі протистояння, які настають кожні 15-17 років (у серпні-вересні), і відрізняються від звичайних протистоянь тим, що Марс у цей час перебуває близько до перигелію, а тому ближче до Землі, ніж у звичайних. Внаслідок досить значного ексцентриситету орбіти Марса (e≈0,1) відстань до нього у різних протистояннях може змінюватися від 56 до 101 млн км, тобто майже вдвічі[2].

У вересні 1877 року (перигелійне протистояння Марса настало 5 вересня) італійський астроном Джованні Скіапареллі опублікував першу деталізовану мапу Марса. На ній він зобразив багато об'єктів під назвою canali («канали»), які, як виявилося пізніше, були лише оптичними ілюзіями. Ці canali, на думку астронома, були довгими прямими лініями. Їм Скіапареллі надав назви відомих земних річок. Назва canali була помилково інтерпретована як власне «канали» — тобто штучні утворення, а така інтерпретація призвела до виникнення тривалої суперечки щодо марсіанських каналів.

Зважаючи на результати цих спостережень, дослідники досить довго вважали, що на Марсі наявні просторі моря та рослинність. І лише коли перші космічні апарати відвідали Марс протягом місій «Марінера» під егідою NASA у 1960-х, ці міфи було остаточно розвіяно. Декілька карт Марса було створено на основі даних, отриманих під час цих місій, але повноцінні, надзвичайно деталізовані карти були створені лише після місії дослідницької станції Mars Global Surveyor, яку запустили 1996 року, і яка завершилася наприкінці 2006 р. Ці карти можна переглянути онлайн на сайті www.google.com/mars/.

Зображення-карта Марса[ред.ред. код]

Зображення-карта планети Марс має вбудовані гіперпосилання для різних об'єктів, зображених на ній, на додачу до вказаних місць розташування марсоходів та посадкових модулів. Карта є інтерактивною — можна клацнути на одному з таких об'єктів або назві марсохода/посадкового модуля, аби перейти на відповідну сторінку про нього. Північ — вгорі; висота: червоний (вища), жовтий (нульова), синій (нижча).

Acidalia Planitia Acidalia Planitia Alba Mons Amazonis Planitia Aonia Terra Arabia Terra Arcadia Planitia Arcadia Planitia Argyre Planitia Elysium Mons Elysium Planitia Hellas Planitia Hesperia Planum Isidis Planitia Lucas Planum Lyot Crater Noachis Terra Olympus Mons Promethei Terra Rudaux Crater Solis Planum Tempe Terra Terra Cimmeria Terra Sabaea Terra Sirenum Tharsis Montes Utopia Planitia Valles Marineris Vastitas Borealis Vastitas Borealis
Інтерактивна графічна карта глобальної топографії Марса. Наведіть вказівник миші на карту, щоб побачити назви понад 25 основних географічних деталей, і клацніть, щоб перейти на відповідну сторінку про них (якщо така існує). Кольоризація цієї мапи відповідає висоті поверхні, і базується на даних, зібраних альтиметром MOLA, що на космічному апараті Mars Global Surveyor, NASA. червоним і рожевим позначені вищі точки (від +3 км до +8 км); жовтий — це нульова висота, а зелений та синій — найнижчі точки (аж до −8 км). Білий (>+12 км) та коричневий (>+8 км) — це найвищі точки поверхні Марса. Осями є широта й довгота; полюси не показано.


Топографія[ред.ред. код]

Топографічна карта Марса у високій роздільній здатності, створена на основі даних лазерного альтиметра космічного апарату Mars Global Surveyor; цим альтиметром опікуються Марія Зубер та Девід Сміт. Північ — вгорі. Найвизначнішими деталями рельєфу є вулканічна провінція Tharsis на заході (до неї входить і гора Olympus Mons), Valles Marineris на схід від регіону Tharsis, та ударний басейн Hellas у південній півкулі.
Марс, 2001 р., із південною полярною льодовиковою шапкою, видимою внизу.
Північний полярний регіон із льодовиковою шапкою.

Дихотомія марсіанської топографії дивовижна: північні рівнини, вирівняні завдяки застиглим лавовим потокам, сильно контрастують із південними височинами, що рябіють западинами, розломами та кратерами, які утворилися в результаті стародавніх метеоритних ударів. Поверхню Марса, яку видно із Землі, прийнято ділити на два типи територій, що відрізняються між собою значенням альбедо. Світліші рівнини, покриті пилом та піском, багатими на червонуваті оксиди заліза, колись давно вважалися марсіанськими «континентами», тому їм і присвоювали такі назви, як Arabia чи Amazonis (згодом від них пішли імена Arabia Terra — Аравійська земля — та Amazonis Planitia — Амазонська рівнина). Темні деталі вважалися морями, від чого і походять найменування на кшталт Mare Erythraeum, Mare Sirenum та Aurorae Sinus. Найбільшою темною деталлю поверхні, яку видно з Землі, є Syrtis Major Planum.

Щитовий вулкан Olympus Mons (гора Олімп) височіє над навколишніми вулканічними рівнинами на 22 км[3], і є найбільшою з-поміж усіх відомих гір на усіх планетах у Сонячній системі. Він розташований у вулканічному регіоні Tharsis, який, на додачу, має ще й найбільшу в Сонячній системі систему каньйонів під назвою Valles Marineris («Долини Марінера»), довжина якої становить близько 4000 км, а глибина — 7 км. Марс також помережаний безліччю ударних кратерів. Найбільшими кратерами Марса (а також усієї Сонячної системи) є Північний полярний басейн та басейни рівнин Hellas Planitia й Utopia Planitia[4]. Див. також список кратерів на Марсі.

Марс має дві постійні полярні льодовикові шапки. Північна розташована у Planum Boreum, а південна — у Planum Australe.

Різниця між найвищою та найнижчою точками на Марсі становить близько 30 км (від вершини Olympus Mons, висота якої дорівнює 21,2 км, до найнижчої точки в ударному басейні Hellas, яка перебуває на 8,2 км нижче від датума). Для порівняння, різниця між найвищою та найнижчою точками на Землі (гора Еверест та Маріанський жолоб) становить лише 19,7 км. У поєднанні із відмінним радіусом планети, все це означає, що Марс за формою є майже втричі «грубішим» за Землю.

Найменуванням деталей поверхні Марса, як і інших небесних тіл, займається Робоча група з номенклатури планетної системи (англ. Working Group for Planetary System Nomenclature) Міжнародного астрономічного союзу.

Нульова висота[ред.ред. код]

На Землі відлік висот ведуть від рівня моря. Оскільки на Марсі немає океанів і, відповідно, «рівня моря», для мапування поверхні потрібен інший рівень нульової висоти, або «датум». За нього прийнято ареоїд (марсіанський аналог геоїда) — еквіпотенціальну поверхню сили тяжіння, яка включає гравітаційну силу та відцентрову силу, пов'язану з обертанням планети. Втім, існує нескінченно багато таких поверхонь, вкладених одна в одну, і в різні часи відлік висот вели від двох різних ареоїдів.

Спочатку — з часів місії «Марінер-9» — рівень відліку висот для Марса визначався за атмосферним тиском (рівень сталого тиску за спокійної атмосфери збігається з еквіпотенціальною поверхнею сили тяжіння). Нульовою вважали висоту, де тиск складає 610 паскалів (6,1 мілібарів або 0,6% від значення тиску на рівні моря на Землі). Це значення було взяте з двох причин: воно близьке до середнього для поверхні Марса і до мінімального, за якого вода може існувати в рідкому стані (611,7 Па — тиск, на якому перебуває потрійна точка води)[5][6]. Зверніть увагу, що вибір такого значення зовсім не означає, що на менших висотах рідка вода мусить існувати, це означає лише, що вона теоретично могла б там існувати, якби температура перевищила 0 °C (273,16 K, 32 °F)[3]. Прив'язка відліку висот до атмосферного тиску погана тим, що протягом року він змінюється через газообмін атмосфери з полярними шапками і цей рівень варіює на 1,5–2,5 км[6].

У 1999 році дані, отримані інструментом Mars Orbiter Laser Altimeter на супутнику Mars Global Surveyor, призвели до встановлення нового рівня відліку висот. За нього прийнято ареоїд із середнім екваторіальним радіусом 3396,0 км, що з точністю до кількасот метрів дорівнює середньому екваторіальному радіусу планети. Новий рівень вищий за попередній: під час весняного рівнодення для північної півкулі він відповідає тиску 5,2 мбар і лежить на 1,6 км вище рівня 6,1 мбар[7][8][6]. Відхилення цього ареоїда від еліпсоїда обертання сягає 2 км[9][8] — зокрема, він підвищується в районі великих гір, що призводить до зменшення виміряної відносно нього їх висоти.

Іноді для Марса використовуються й інші рівні відліку висот: еліпсоїд з екваторіальним радіусом 3396,19 км і полярним — 3376,2 км, а також сфера радіусом 3396 км[9]. Марс — єдина планета, для якої існує глобальна модель рельєфу з точністю висоти порядку метра[9].

Нульовий меридіан[ред.ред. код]

Розташування марсіанського екватора визначається обертанням планети, натомість розташування нульового меридіана було вибране, як і для Землі, за довільною точкою поверхні. Згодом його положення було прийняте наступними дослідниками і ввійшло в ужиток. Німецькі астрономи Вільгельм Бер та Йоганн Генріх фон Медлер при створенні першого систематичного креслення деталей марсіанської поверхні у 1830-32 рр. обрали за точку відліку маленький об'єкт округлої форми. У 1877 році їхній вибір був запозичений і використаний як точка нульового меридіана італійським астрономом Джованні Скіапареллі, коли він розпочав роботу над своїми знаменитими картами Марса. Після того, як у 1972 році космічний апарат Марінер-9 забезпечив науковців значною кількістю знімків Марса, Мертон Дейвіс із RAND Corporation обрав невеликий кратер (пізніше він отримав назву Ейрі-0), розташований у Sinus Meridiani («Серединна затока», або «Затока Меридіана») на лінії Бера та Медлера, з метою надати більш чітке територіальне визначення довготи 0,0° при створенні планетографічної геодезичної мережі.

Марсіанська дихотомія[ред.ред. код]

Дослідники марсіанської топографії обов'язково звертають увагу на дихотомію між північною та південною півкулями планети. Більша частина північної півкулі є порівняно пласкою, з малою кількістю ударних кратерів, і розташована нижче від загальноприйнятого рівня «нульової висоти». На відміну від північної півкулі, південна повниться горами та височинами, розташованими переважно значно вище цього рівня. Різниця середньої висоти поверхні півкуль складає 1-3 км. Границя, яка їх розмежовує, становить значний інтерес для геологів.

Однією із найбільш виразних особливостей тут є брижата земля.[10] Цей тип рельєфу формується столовими горами, пагорбами та долинами із плоским дном, що мають стінки висотою в 1.5 км. Навколо багатьох столових гір та пагорбів видніються лопатеподібні осипові шлейфи, які, як було виявлено, є насправді льодовиками, захованими під шаром породи.[11]

Іншими цікавими особливостями рельєфу є річкові долини та канали виливу, вирізьблені у поверхні.[12][13][14]

Брижата земля у Ismenius Lacus, що містить пласкі долини та стрімчаки. Знімок виконаний камерою Mars Orbiter Camera (MOC), що на борту космічного апарата Mars Global Surveyor
Збільшений варіант фото зліва, який демонструє скелю-стрімчак. Знімок виконано камерою із високою роздільною здатністю, що на апараті Mars Global Surveyor (MGS). 
Вигляд лопатеподібного осипового шлейфу вздовж схилу. Знімок із квадрангла Arcadia
Місце, де розпочинається утворення лопатеподібного осипового шлейфу. Зверніть увагу на смуги, які свідчать про наявність руху. Знімок із квадрангла Ismenius Lacus

Площа північних низовин становить близько однієї третьої від усієї поверхні Марса; цей низькоділ є порівняно пласким, із розкиданими подекуди ударними кратерами. Інші дві третини марсіанської поверхні займають південні височини. Різниця висоти між цими двома півкулями — неймовірна. З огляду на густоту метеоритних кратерів, науковці вважають, що південна півкуля є значно старшою за північні рівнини.[15] Значна частина сильно побитих кратерами південних височин походить ще з періоду важкого бомбардування Сонячної системи — з Ноахійської епохи.

З метою пояснити ці відмінності висловлювалися різноманітні гіпотези. Три з них, які вважаються найбільш близькими до істини, це: єдине надзвичайно масштабне зіткнення із космічним тілом, декілька менших зіткнень, а також ендогенні процеси, такі як конвекція мантії.[12] Обидві гіпотези, які стосуються зіткнення з космічними тілами, зачіпають процеси, які могли відбуватися ще перед завершенням примордіального періоду бомбардування; а це свідчить про те, що дихотомія кори планети має коріння у ранній історії Марса.

Гіпотеза надзвичайно руйнівного зіткнення із дуже великим космічним тілом, що була вперше висловлена ще на початку 1980-х, спершу була сприйнята зі скептицизмом, зважаючи на витягнуту форму гіпотетичного сліду зіткнення (зазвичай імпактні кратери є округлими). Однак дослідження, проведене у 2008 році,[16] допомогло зібрати додаткові дані, які цілком узгоджуються із теорією єдиного гігантського зіткнення. Використовуючи геологічні дані, дослідники змогли отримати інформацію, яка підтверджує, що на Марсі таки колись відбулося зіткнення із дуже великим космічним тілом, яке зіштовхнулося з планетою під кутом приблизно 45 градусів (див. Північний полярний басейн).[17] Додаткові свідчення, які могли б остаточно підтвердити правдивість теорії гігантського зіткнення, можуть бути отримані в результаті аналізів хімічного складу марсіанських порід, в яких повинні бути ознаки післяударного підняття мантійної речовини.

Карта квадранглів[ред.ред. код]

Зображення-карта планети Марс нижче, поділена на 30 квадранглів (чотирикутників). Такий поділ був затверджений Геологічною службою США.[18][19] Всі квадрангли пронумеровані, і при скороченні до їх номера додається префікс «MC», від «Mars Chart.»[20] Клацніть на бажаному квадранглі, аби перейти на відповідну сторінку про нього. Північ — вгорі; точка з координатами 0° пн. ш. 180° зх. д. / 0° пн. ш. 180° зх. д. / 0; -180 розташована на лівому краю екватора. Знімки, використані для створення цієї карти, були зроблені космічним апаратом Mars Global Surveyor.

Mars Quad Map
Опис зображення


Номенклатура[ред.ред. код]

Колишня номенклатура[ред.ред. код]

Першими «ареографами» були Йоганн Генріх фон Медлер та Вільгельм Бер, більш відомі як автори карт Місяця. Вони розпочали з того, що визначили раз і назавжди, що більшість об'єктів, розташованих на поверхні Марса, є перманентними; вони також змогли точно підрахувати період обертання Марса. У 1840 році Медлер підсумував десять років спостережень, створивши першу карту Марса з усіх, які коли-небудь створювались. Замість того, аби присвоювати зображуваним на карті об'єктам певні назви, Бер та Медлер просто позначали їх літерами; так, Затока Меридіана (Sinus Meridiani) була деталлю «a».

Протягом наступних двадцяти років, із вдосконаленням інструментарію та збільшенням кількості спостерігачів-дослідників, різноманітні деталі марсіанської поверхні отримали цілу мішанину назв. Як приклади, можна вказати темну альбедо-деталь Solis Lacus, яка тоді була відома як «Oculus» («Око»), або регіон Syrtis Major, який тоді був відомий як «Hourglass Sea» («Море Пісочного годинника») або «Scorpion». У 1858 році астроном-єзуїт Анджело Секкі придумав для нього ще одну назву — «Atlantic Canale» («Атлантичний канал»). За словами Секкі, це утворення, «видається, грає роль Атлантичного океану, який на Землі відокремлює Старий Континент від Нового» — це було перше використання у марсіанській номенклатурі фатального canale, яке в італійській мові може стосуватись або природного утворення (річковий канал), або рукотворного (канава, рів, зрошувальний канал).

У 1867 році Річард Ентоні Проктор накреслив карту Марса, взявши, дещо незграбно, за основу повторно переглянуті давніші рисунки Марса, виконані Вільямом Руттером Дауесом ще в 1865 році — найкращі з доступних на той час. Проктор пояснив свою номенклатурну систему, ствердивши: «Я присвоїв різним об'єктам імена тих дослідників, які вивчали фізичні особливості, присутні на Марсі.» Нижче наведено перелік деяких назв із запропонованої ним номенклатури, поряд з якими вказані також їх відповідники, що були використані астрономом Джованні Скіапареллі при створенні його марсіанської карти між 1877 та 1886 роками.[21] Найменування, запропоновані Скіапареллі, ввійшли в ужиток і багато з них використовуються й дотепер.

Номенклатура Проктора часто піддавалася критиці, переважно через те, що чимало назв, які він присвоював різним деталям поверхні Марса, прославляли майже виключно англійських астрономів; однак була ще одна причина — одну й ту ж саму назву він міг використовувати двічі, а то й більше разів. Зокрема, назва Dawes (Дауес) була використана для найменування щонайменше шести об'єктів (Dawes Ocean, Dawes Continent, Dawes Sea, Dawes Strait, Dawes Isle, та Dawes Forked Bay). Незважаючи на це, назви, вигадані Проктором, мали свою привабливість, і попри всі їхні недоліки, вони пізніше стали тією основою, на якій розвивалося наступне покоління астрономів.

Сучасна номенклатура[ред.ред. код]

Сучасні назви марсіанських географічних об'єктів мають різне походження, але назви найбільших з них походять переважно від назв, які вживалися на старих картах Марса, створених у 1886 році італійським астрономом Джованні Скіапареллі. Скіапареллі присвоїв найменування найбільшим деталям альбедо Марса, при чому використовував переважно імена та назви із грецької міфології, а також, меншою мірою, із Біблії. Багато з цих назв збереглися дотепер, були затверджені Міжнародним астрономічним союзом і стали основою для назв багатьох деталей рельєфу. Наприклад, від терміну «Nix Olympica» (сніги Олімпа) пішла назва Olympus Mons (гора Олімп).

Великим марсіанським кратерам прийнято присвоювати назви на честь найвидатніших науковців, та письменників у жанрі наукової фантастики; меншим присвоюються назви земних містечок та сіл.

Різноманітні невеликі деталі рельєфу, які досліджуються марсоходами та іншими спускними апаратами, з часів «Вікінгів» отримують неофіційні назви або ж кодові імена, аби полегшити їх ідентифікацію під час обстежень та досліджень. Однак, дехто сподівається, що тимчасові назви окремих значних об'єктів на поверхні Марса будуть затверджені Міжнародним астрономічним союзом офіційно. До таких назв, зокрема, належать гори Columbia Hills (гори Колумбії), які були так названі на честь сімох астронавтів, які загинули у катастрофі спейс-шаттла «Колумбія».[22]

Див. також[ред.ред. код]

Примітки[ред.ред. код]

  1. Ареографія // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 26. — ISBN 966-613-263-X.
  2. а б Марс // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 268-271. — ISBN 966-613-263-X.
  3. а б Carr M. H. The Surface of Mars. — Cambridge University Press, 2006. — P. 5, 11, 16, 51. — 307 p. — ISBN 9780521872010.
  4. Andrews-Hanna, J. C., Zuber M. T. (2010). Elliptical craters and basins on the terrestrial planets. The Geological Society of America Special Paper 465: 1–13. doi:10.1130/2010.2465(01). 
  5. Christensen, E. J. (1975). Lunar and Planetary Exploration. Journal of Geophysical Research 80 (20): 2909–2913. Bibcode:1975JGR....80.2909C. doi:10.1029/JB080i020p02909. 
  6. а б в Smith, D. E.; Zuber, M. T.; Frey, H. V. et al. (2001). Mars Orbiter Laser Altimeter: Experiment summary after the first year of global mapping of Mars. Journal of Geophysical Research 106 (E10): 23689–23722. Bibcode:2001JGR...10623689S. doi:10.1029/2000JE001364. 
  7. Smith, D. E.; Zuber, M. T. (1999). The Relationship of the MOLA Topography of Mars to the Mean Atmospheric Pressure. American Astronomical Society, DPS meeting #31, #67.02. Bibcode:1999DPS....31.6702S. 
  8. а б Smith, D. E.; Sjogren, W. L.; Tyler, G. L.; Balmino, G.; Lemoine, F. G.; Konopliv, A. S. (1999). The gravity field of Mars: results from Mars Global Surveyor. Science 286 (5437): 94–97. Bibcode:1999Sci...286...94S. doi:10.1126/science.286.5437.94. 
  9. а б в Neumann, G. A.; Zuber, M. T.; Wieczorek, M. A.; McGovern, P. J.; Lemoine, F. G.; Smith, D. E. (2004). Crustal structure of Mars from gravity and topography. Journal of Geophysical Research 109 (E8). Bibcode:2004JGRE..109.8002N. doi:10.1029/2004JE002262. 
  10. 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
  11. 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
  12. а б Watters, T. et al. 2007. Hemispheres Apart: The Crustal Dichotomy on Mars. Annual Review Earth Planet Science: 35. 621–652 DOI:10.1146/annurev.earth.35.031306.140220
  13. Irwin III, R. et al. 2004. Sedimentary resurfacing and fretted terrain development along the crustal dichotomy boundary, Aeolis Mensae, Mars. Journal of Geophysical Research: 109. E09011. DOI:10.1029/2004JE002248
  14. Tanaka, K. et al. 2003. Resurfacing history of the northern plains of Mars based on geologic mapping of Mars Global Surveyor data. Journal of Geophysical Research: 108. 8043. DOI:10.1029/2002JE001908
  15. Scott, D. and M. Carr. 1978. Geological map of Mars. U.S. Geol. Surv. Misc. Invest. Map I-803, Reston, Virginia
  16. Andrews-Hanna, J. C.; Zuber, M. T.; Banerdt, W. B. (2008). The Borealis basin and the origin of the Martian crustal dichotomy. Nature 453 (7199): 1212–1215. Bibcode:2008Natur.453.1212A. PMID 18580944. doi:10.1038/nature07011. 
  17. Clara Moskowitz (25-06-2008). Huge Impact Created Mars' Split Personality. Space.com. Процитовано 06-12-2014. 
  18. Morton, Oliver (2002). Mapping Mars: Science, Imagination, and the Birth of a World. New York: Picador USA. с. 98. ISBN 0-312-24551-3. (англ.)
  19. Online Atlas of Mars. 
  20. Catalog Page for PIA03467. 
  21. Ley, Willy and von Braun, Wernher The Exploration of Mars New York:1956 The Viking Press Pages 70-71 Schiaparelli's original map of Mars(англ.)
  22. Columbia Hills, Mars. Encyclopedia of Science. (англ.)

Література[ред.ред. код]

Посилання[ред.ред. код]