occidental
Era de la historia geológica de Marte
occidental
Mapa en relieve coloreado de MOLA de Hesperia Planum , el área tipo del sistema hesperiano. Nótese que Hesperia Planum tiene menos cráteres de impacto grandes que el terreno noaciano circundante , lo que indica una edad más joven. Los colores indican la elevación: el rojo es el más alto, el amarillo el intermedio y el verde/azul el más bajo.
Cronología
SubdivisionesHeperiano temprano
Heperiano tardío
Información de uso
Cuerpo celesteMarte
Escala(s) de tiempo utilizadasEscala de tiempo geológica marciana
Definición
Unidad cronológicaPeríodo
Unidad estratigráficaSistema
Sección de tipoHesperia plana

El Hesperiano es un sistema geológico y un período de tiempo en el planeta Marte caracterizado por una actividad volcánica generalizada e inundaciones catastróficas que excavaron inmensos canales de desagüe en la superficie. El Hesperiano es un período intermedio y de transición de la historia marciana. Durante el Hesperiano, Marte cambió del mundo más húmedo y quizás más cálido del Noé al planeta seco, frío y polvoriento que vemos hoy. [1] La edad absoluta del Período Hesperiano es incierta. El comienzo del período siguió al final del Bombardeo Pesado Tardío [2] y probablemente corresponde al comienzo del período Imbriano Tardío lunar , [3] [4] hace alrededor de 3700 millones de años ( Ma ). El final del Período Hesperiano es mucho más incierto y podría oscilar entre 3200 y 2000 Ma, [5] con 3000 Ma como se cita con frecuencia. El Período Hesperiano coincide aproximadamente con el Eón Arcaico temprano de la Tierra . [2]

Con la disminución de los fuertes impactos al final del Noéico, el vulcanismo se convirtió en el principal proceso geológico en Marte, produciendo vastas llanuras de basaltos de inundación y amplias construcciones volcánicas ( paterae de las tierras altas ). [6] En tiempos del Hesperiano, todos los grandes volcanes en escudo de Marte, incluido el Monte Olimpo , habían comenzado a formarse. [7] La ​​desgasificación volcánica liberó grandes cantidades de dióxido de azufre (SO 2 ) y sulfuro de hidrógeno (H 2 S) a la atmósfera, lo que provocó una transición en el estilo de meteorización de una mineralogía predominantemente filosilicatada ( arcilla ) a una mineralogía de sulfato . [8] El agua líquida se volvió más localizada en extensión y se volvió más ácida a medida que interactuaba con SO 2 y H 2 S para formar ácido sulfúrico . [9] [10]

A principios del Hespériense Tardío, la atmósfera probablemente se había adelgazado hasta su densidad actual. [10] A medida que el planeta se enfrió, el agua subterránea almacenada en la corteza superior (mega regolito ) comenzó a congelarse, formando una criosfera gruesa sobre una zona más profunda de agua líquida. [11] La actividad volcánica o tectónica posterior fracturó ocasionalmente la criosfera, liberando enormes cantidades de agua subterránea profunda a la superficie y excavando enormes canales de salida . Gran parte de esta agua fluyó hacia el hemisferio norte, donde probablemente se acumuló para formar grandes lagos transitorios o un océano cubierto de hielo.

Descripción y origen del nombre

El sistema y período Hesperiano recibe su nombre de Hesperia Planum , una región montañosa moderadamente llena de cráteres al noreste de la cuenca Hellas . El área tipo del sistema Hesperiano se encuentra en el cuadrángulo Mare Tyrrhenum (MC-22) alrededor de 20°S 245°O / 20°S 245°O / -20; -245 . La región consiste en llanuras onduladas y surcadas por el viento con abundantes crestas arrugadas que se asemejan a las de los mares lunares . Estas "llanuras crestadas" se interpretan como flujos de lava basáltica ( basaltos de inundación ) que brotaron de fisuras. [12] La densidad numérica de grandes cráteres de impacto es moderada, con alrededor de 125-200 cráteres de más de 5 km de diámetro por millón de km 2 . [3] [13] Las llanuras crestadas de la edad Hesperiana cubren aproximadamente el 30% de la superficie marciana; [2] son ​​más prominentes en Hesperia Planum, Syrtis Major Planum , Lunae Planum, Malea Planum y Siria-Solis-Sinai Plana en el sur de Tharsis . [14] [15]

Pre-NoachianNoachianAmazonian (Mars)
Periodos de tiempo marcianos (hace millones de años)

Cronología y estratigrafía hespérica

Sección transversal esquemática de la imagen de la izquierda. Las unidades de superficie se interpretan como una secuencia de capas ( estratos ), con las más jóvenes arriba y las más antiguas abajo, de acuerdo con la ley de superposición .
Imagen de HiRISE que ilustra la superposición , un principio que permite a los geólogos determinar las edades relativas de las unidades de la superficie. El flujo de lava de tonos oscuros se superpone (es más joven que) el terreno de tonos claros y con más cráteres de la derecha. Los eyectados del cráter en el centro se superponen a ambas unidades, lo que indica que el cráter es la característica más joven de la imagen. (Vea la sección transversal, arriba a la derecha).

Los períodos de tiempo marcianos se basan en el mapeo geológico de unidades de superficie a partir de imágenes de naves espaciales . [12] [16] Una unidad de superficie es un terreno con una textura, color, albedo , propiedad espectral o conjunto de formas de relieve distintivos que lo distinguen de otras unidades de superficie y es lo suficientemente grande como para mostrarse en un mapa. [17] Los cartógrafos utilizan un enfoque estratigráfico iniciado a principios de la década de 1960 para estudios fotogeológicos de la Luna . [18] Aunque se basa en características de la superficie, una unidad de superficie no es la superficie en sí o un grupo de formas de relieve . Es una unidad geológica inferida (por ejemplo, formación ) que representa un cuerpo de roca en forma de lámina, cuña o tabular que se encuentra debajo de la superficie. [19] [20] Una unidad de superficie puede ser un depósito de eyección de cráter, un flujo de lava o cualquier superficie que pueda representarse en tres dimensiones como un estrato discreto limitado por encima o por debajo por unidades adyacentes (ilustrado a la derecha). Utilizando principios como la superposición (ilustrada a la izquierda), las relaciones transversales y la relación de la densidad de cráteres de impacto con la edad, los geólogos pueden colocar las unidades en una secuencia de edad relativa desde la más antigua a la más joven. Las unidades de edad similar se agrupan globalmente en unidades estratigráficas temporales ( cronoestratigráficas ) más grandes, llamadas sistemas . Para Marte, se definen cuatro sistemas: el Pre-Noéico, el Noéico , el Hesperiano y el Amazónico. Las unidades geológicas que se encuentran por debajo (más antiguas que) el Noéico se designan informalmente como Pre-Noéico. [21] El equivalente temporal geológico ( geocronológico ) del Sistema Hesperiano es el Período Hesperiano. Las unidades de roca o superficie del Sistema Hesperiano se formaron o depositaron durante el Período Hesperiano.

Sistema vs. período

yo h
Segmentos de roca ( estratos ) en cronoestratigrafíaPeriodos de tiempo en geocronologíaNotas (Marte)
EonothemaEónNo utilizado para Marte
EratemaEraNo utilizado para Marte
SistemaPeríodo3 en total; de 10 a 10 años de duración
SerieÉpoca8 en total; de 10 7 a 10 8 años de duración
EscenarioEdadNo utilizado para Marte
CronozonaCronmenor que una edad/etapa; no utilizado por la escala de tiempo del ICS

Sistema y período no son términos intercambiables en la nomenclatura estratigráfica formal, aunque se confunden con frecuencia en la literatura popular. Un sistema es una columna estratigráfica idealizada basada en el registro físico de rocas de un área tipo (sección tipo) correlacionada con secciones de rocas de muchas ubicaciones diferentes en todo el planeta. [23] Un sistema está delimitado por encima y por debajo por estratos con características claramente diferentes (en la Tierra, generalmente fósiles índice ) que indican cambios dramáticos (a menudo abruptos) en la fauna dominante o las condiciones ambientales. (Véase el límite Cretácico-Paleógeno como ejemplo).

En cualquier ubicación, las secciones de roca en un sistema dado son propensas a contener huecos ( discordancias ) análogos a páginas faltantes de un libro. En algunos lugares, las rocas del sistema están completamente ausentes debido a la no deposición o erosión posterior. Por ejemplo, las rocas del Sistema Cretácico están ausentes en gran parte del interior central oriental de los Estados Unidos. Sin embargo, el intervalo de tiempo del Cretácico (Período Cretácico) todavía ocurrió allí. Por lo tanto, un período geológico representa el intervalo de tiempo durante el cual se depositaron los estratos de un sistema, incluyendo cualquier cantidad desconocida de tiempo presente en los huecos. [23] Los períodos se miden en años, determinados por datación radiactiva . En Marte, las edades radiométricas no están disponibles excepto de los meteoritos marcianos cuya procedencia y contexto estratigráfico son desconocidos. En cambio, las edades absolutas en Marte se determinan por la densidad de cráteres de impacto, que depende en gran medida de los modelos de formación de cráteres a lo largo del tiempo. [24] En consecuencia, las fechas de inicio y fin de los períodos marcianos son inciertas, especialmente para el límite hesperiano/amazónico, que puede tener un error de un factor de 2 o 3. [4] [21]

Límites y subdivisiones

Contacto geológico de los sistemas noaqueños y hespérienses. Las llanuras acanaladas hespérienses (Hr) se encuentran y se superponen a materiales de mesetas craterizadas noaqueñas más antiguas (Npl). Las llanuras acanaladas entierran parcialmente muchos de los antiguos cráteres noaqueños. La imagen es un mosaico IR de THEMIS , basado en una fotografía similar de Viking que se muestra en Tanaka et al. (1992), Fig. 1a, p. 352.
Contacto geológico aproximado de la plataforma de lava del Hespériense Superior de Alba Mons (H al ) con la Formación Vastitas Borealis del Amazonas Inferior (A vb ). La imagen es un mapa topográfico MOLA adaptado de Ivanov y Head (2006), Figs. 1, 3 y 8. [25]

El límite inferior del sistema Hesperian se define como la base de las llanuras acanaladas, que se caracterizan por Hesperia Planum y cubren aproximadamente un tercio de la superficie del planeta. [3] En el este de Hesperia Planum, las llanuras acanaladas se superponen a materiales de meseta craterizada de la edad de Noé temprano a mediados (foto de la izquierda). [15] El límite superior del Hesperian es más complejo y ha sido redefinido varias veces en función de un mapeo geológico cada vez más detallado. [3] [12] [26] Actualmente, el límite estratigráfico del Hesperian con el sistema amazónico más joven se define como la base de la Formación Vastitas Borealis [27] (foto de la derecha). El Vastitas Borealis es una vasta llanura baja que cubre gran parte del hemisferio norte de Marte. Generalmente se interpreta que consiste en sedimentos reelaborados que se originaron en los canales de salida del Hesperian tardío y pueden ser el remanente de un océano que cubría las cuencas de las tierras bajas del norte. Otra interpretación de la Formación Vastitas Borealis es que está formada por flujos de lava. [28]

El sistema Hesperiano se subdivide en dos series cronoestratigráficas : Hesperiano Inferior y Hesperiano Superior. Las series se basan en referentes o ubicaciones en el planeta donde las unidades de superficie indican un episodio geológico distintivo, reconocible en el tiempo por la edad de los cráteres y la posición estratigráfica. Por ejemplo, Hesperia Planum es la ubicación de referencia para la serie Hesperiana Inferior. [3] [29] Las unidades de tiempo geológico (geocronológicas) correspondientes de las dos series Hesperianas son las épocas Hesperiana Temprana y Hesperiana Tardía . Una época es una subdivisión de un período; los dos términos no son sinónimos en la estratigrafía formal. La edad del límite Hepseriano Temprano/Hesperiano Tardío es incierta, y oscila entre 3600 y 3200 millones de años atrás según el recuento de cráteres. [5] El promedio del rango se muestra en la línea de tiempo a continuación.

Épocas hespéricas (hace millones de años) [5]

Los términos estratigráficos suelen ser confusos tanto para los geólogos como para los no geólogos. Una forma de resolver la dificultad es con el siguiente ejemplo: uno podría ir fácilmente a Cincinnati, Ohio y visitar un afloramiento rocoso en la Serie Ordovícica Superior del Sistema Ordovícico. Incluso podría recolectar un trilobite fósil allí. Sin embargo, no podría visitar la Época Ordovícica Tardía en el Período Ordovícico y recolectar un trilobite real.

El sistema de nomenclatura estratigráfica rígida basado en la Tierra se ha aplicado con éxito a Marte durante varias décadas, pero tiene numerosos defectos. Sin duda, el sistema se perfeccionará o reemplazará a medida que se disponga de más y mejores datos. [30] (Véase la cronología mineralógica a continuación como ejemplo de alternativa). La obtención de edades radiométricas en muestras de unidades de superficie identificadas es claramente necesaria para una comprensión más completa de la cronología marciana. [31]

Marte durante el período hesperiano

Vista de la superficie de la Terra Meridiani tomada por el orbitador Viking . Los pequeños cráteres de impacto datan del Período Hesperiano y se ven nítidos a pesar de su gran antigüedad. Esta imagen indica que la erosión en Marte ha sido muy lenta desde el final del Noé . La imagen tiene 17 km de ancho y está basada en Carr, 1996, p. 134, Fig. 6-8. [32]

El Hesperiano fue una época en la que se produjeron tasas decrecientes de cráteres de impacto, una intensa y generalizada actividad volcánica y catastróficas inundaciones. Muchas de las principales características tectónicas de Marte se formaron en esta época. El peso del inmenso bulbo de Tharsis estresó la corteza para producir una vasta red de fracturas extensionales ( fosas ) y características de deformación compresiva ( crestas arrugadas ) en todo el hemisferio occidental. El enorme sistema de cañones ecuatoriales de Valles Marineris se formó durante el Hesperiano como resultado de estas tensiones. La meteorización por ácido sulfúrico en la superficie produjo una abundancia de minerales de sulfato que precipitaron en entornos evaporíticos , que se generalizaron a medida que el planeta se volvía cada vez más árido. El Período Hesperiano también fue una época en la que aparecen las primeras pruebas de actividad glacial y procesos relacionados con el hielo en el registro geológico marciano.

Cráteres de impacto

En su concepción original, el sistema Hesperiano hacía referencia a las superficies más antiguas de Marte posteriores al final de los bombardeos intensos . [33] El Hesperiano fue, por tanto, un período de tiempo en el que la tasa de formación de cráteres por impacto disminuyó rápidamente. Sin embargo, el momento y la tasa de disminución son inciertos. El registro de formación de cráteres lunares sugiere que la tasa de impactos en el Sistema Solar interior durante el Noé (hace 4000 millones de años) fue 500 veces mayor que la actual. [34] Los científicos planetarios aún debaten si estas altas tasas representan el final de la acreción planetaria o un pulso cataclísmico tardío que siguió a un período más tranquilo de actividad de impacto. Sin embargo, al comienzo del Hesperiano, la tasa de impacto probablemente había disminuido a unas 80 veces mayor que las tasas actuales, [4] y para el final del Hesperiano, unos 700 millones de años después, la tasa comenzó a parecerse a la que se observa hoy. [35]

Notas y referencias

  1. ^ Hartmann, 2003, págs. 33–34.
  2. ^ abc Carr, MH; Head, JW (2010). "Historia geológica de Marte". Earth and Planetary Science Letters . 294 (3–4): 185–203. Código Bibliográfico :2010E&PSL.294..185C. doi :10.1016/j.epsl.2009.06.042.
  3. ^ abcde Tanaka, KL (1986). "La estratigrafía de Marte". Revista de investigaciones geofísicas . 91 (B13): E139-E158. Código Bib : 1986LPSC...17..139T. doi :10.1029/JB091iB13p0E139.
  4. ^ abc Hartmann, WK; Neukum, G. (2001). "Cronología de la formación de cráteres y la evolución de Marte". Space Science Reviews . 96 : 165–194. Bibcode :2001SSRv...96..165H. doi :10.1023/A:1011945222010. S2CID  7216371.
  5. ^ abc Hartmann, WK (2005). "Cratereación marciana 8: refinamiento de isócronas y cronología de Marte". Icarus . 174 (2): 294–320. Bibcode :2005Icar..174..294H. doi :10.1016/j.icarus.2004.11.023.
  6. ^ Greeley, R.; Spudis, PD (1981). "Vulcanismo en Marte". Reseñas de Geofísica . 19 (1): 13–41. Código Bibliográfico :1981RvGSP..19...13G. doi :10.1029/RG019i001p00013.
  7. ^ Werner, SC (2009). "La historia evolutiva global de los volcanes marcianos". Icarus . 201 (1): 44–68. Bibcode :2009Icar..201...44W. doi :10.1016/j.icarus.2008.12.019.
  8. ^ Bibring, J.-P.; Langevin, Y.; Mostaza, JF; Poulet, F.; Arvidson, R.; Gendrin, A.; Gondet, B.; Mangold, N.; Pinet, P.; Olvídate, F.; Berthe, M.; Bibring, J.-P.; Gendrin, A.; Gómez, C.; Gondet, B.; Jouglet, D.; Poulet, F.; Soufflot, A.; Vincenton, M.; Combes, M.; Drossart, P.; Encreaz, T .; Fouchet, T.; Merchiorri, R.; Belluci, G.; Altieri, F.; Formisano, V.; Capaccioni, F.; Cerroni, P.; Coradini, A.; Fonti, S.; Korablev, O.; Kottsov, V.; Ignatiev, N.; Moroz, V.; Titov, D.; Zasova, L.; Loiseau, D.; Mangold, N.; Pinet, P.; Doute, S.; Schmitt, B.; Sotin, C.; Hauber, E.; Hoffmann, H.; Jaumann, R.; Keller, U.; Arvidson, R.; Mostaza, JF; Duxbury, T.; Olvídate, F.; Neukum, G. (2006). "Historia global mineralógica y acuosa de Marte derivada de datos de OMEGA / Mars Express". Ciencia . 312 (5772): 400–404. Código Bib : 2006 Ciencia... 312.. 400B. doi : 10.1126/ciencia.1122659. PMID  16627738.
  9. ^ Head, JW; Wilson, L. (2011). La transición Noé-Hespériana en Marte: evidencia geológica de una fase puntuada de vulcanismo global como factor clave en la evolución climática y atmosférica. 42.ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria (2011), Resumen n.° 1214. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/1214.pdf.
  10. ^ ab Barlow, NG (2010). "Lo que sabemos sobre Marte a partir de sus cráteres de impacto". Boletín de la Sociedad Geológica de América . 122 (5–6): 644–657. Código Bibliográfico :2010GSAB..122..644B. ​​doi :10.1130/B30182.1.
  11. ^ Clifford, SM (1993). "Un modelo para el comportamiento hidrológico y climático del agua en Marte". Revista de investigación geofísica . 98 (E6): 10973–11016. Código Bibliográfico :1993JGR....9810973C. doi :10.1029/93JE00225.
  12. ^ abc Scott, DH; Carr, MH (1978). Mapa geológico de Marte. Serie de investigaciones diversas del Servicio Geológico de Estados Unidos, mapa I-1083.
  13. ^ Strom, RG; Croft, SK; Barlow, NG (1992) El registro de cráteres de impacto marcianos en Marte, HH Kieffer et al., Eds.; University of Arizona Press: Tucson, AZ, págs. 383–423.
  14. ^ Scott, DH; Tanaka, KL (1986). Mapa geológico de la región ecuatorial occidental de Marte. Serie de investigaciones diversas del Servicio Geológico de Estados Unidos, mapa I–1802–A.
  15. ^ ab Greeley, R.; Guest, JE (1987). Mapa geológico de la región ecuatorial oriental de Marte. Serie de investigaciones diversas del Servicio Geológico de Estados Unidos, mapa I–1802–B.
  16. ^ McCord, TM et al. (1980). Definición y caracterización de las unidades de superficie global de Marte: mapas preliminares de unidades. 11.ª Conferencia de Ciencia Planetaria y Lunar: Houston: TX, resumen n.° 1249, págs. 697–699. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1980/pdf/1249.pdf.
  17. ^ Greeley, R. (1994) Planetary Landscapes, 2ª ed.; Chapman & Hall: Nueva York, pág. 8 y Fig. 1.6.
  18. ^ Véase Mutch, TA (1970). Geología de la Luna: una visión estratigráfica; Princeton University Press: Princeton, NJ, 324 pp. y Wilhelms, DE (1987). Historia geológica de la Luna, Documento profesional 1348 del USGS; http://ser.sese.asu.edu/GHM/ para obtener reseñas de este tema.
  19. ^ Wilhelms, DE (1990). Mapeo geológico en mapeo planetario, R. Greeley, RM Batson, Eds.; Cambridge University Press: Cambridge, Reino Unido, pág. 214.
  20. ^ Tanaka, KL; Scott, DH; Greeley, R. (1992). Estratigrafía global en Marte, HH Kieffer et al., Eds.; University of Arizona Press: Tucson, AZ, págs. 345–382.
  21. ^ ab Nimmo, F.; Tanaka, K. (2005). "Evolución temprana de la corteza de Marte". Revista anual de ciencias de la Tierra y planetarias . 33 (1): 133–161. Código Bibliográfico :2005AREPS..33..133N. doi :10.1146/annurev.earth.33.092203.122637.
  22. ^ Comisión Internacional de Estratigrafía . «Carta estratigráfica internacional» (PDF) . Consultado el 25 de septiembre de 2009 .
  23. ^ ab Eicher, DL; McAlester, AL (1980). Historia de la Tierra; Prentice-Hall: Englewood Cliffs, NJ, págs. 143-146, ISBN 0-13-390047-9 . 
  24. ^ Masson, P.; Carr, MH; Costard, F.; Greeley, R.; Hauber, E.; Jaumann, R. (2001). "Evidencia geomorfológica de agua líquida". Space Science Reviews . Space Sciences Series de ISSI. 96 : 333–364. doi :10.1007/978-94-017-1035-0_12. ISBN 978-90-481-5725-9.
  25. ^ Ivanov, MA; Head, JW (2006). "Alba Patera, Marte: Topografía, estructura y evolución de un volcán en escudo único del Hespériense tardío y del Amazonas temprano". Revista de investigación geofísica . 111 (E9): E09003. Código Bibliográfico :2006JGRE..111.9003I. doi : 10.1029/2005JE002469 .
  26. ^ Tanaka, KL; Skinner, JA; Hare, TM (2005). Mapa geológico de las llanuras del norte de Marte. Mapa de investigaciones científicas 2888, folleto; Servicio Geológico de Estados Unidos.
  27. ↑ La Formación Vastitas Borealis se utiliza aquí para incluir las unidades marginales de la Baja Amazonia Scandia, el interior de Vastitas Borealis y las unidades marginales de Vastitas Borealis de Tanaka et al. (2005).
  28. ^ Catling, DC; Leovy, CB; Wood, SE; Day, MD (2011). Un mar de lava en las llanuras del norte de Marte: reconsideración de los océanos hespéricos circumpolares. 42.ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria, Resumen n.° 2529. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/2529.pdf.
  29. ^ Masson, PL (1991). "La estratigrafía marciana: breve reseña y perspectivas". Space Science Reviews . 56 (1–2): 9–12. Bibcode :1991SSRv...56....9M. doi :10.1007/BF00178385. S2CID  121719547.
  30. ^ Tanaka, KL (2001). La estratigrafía de Marte: lo que sabemos, lo que no sabemos y lo que debemos hacer. 32.ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria, resumen n.° 1695. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1695.pdf.
  31. ^ Carr, 2006, pág. 41.
  32. ^ Carr, MH (1996). Agua en Marte; Oxford University Press: Oxford, Reino Unido, 229 pp, ISBN 0-19-509938-9 . 
  33. ^ Carr, 2006, pág. 15.
  34. ^ Carr, 2006, pág. 23.
  35. ^ Fassett, CI; Head, JW (2011). "Secuencia y cronología de las condiciones en el Marte primitivo". Icarus . 211 (2): 1204–1214. Bibcode :2011Icar..211.1204F. doi :10.1016/j.icarus.2010.11.014.
  • Boyce, Joseph M. (2008). El libro de Marte del Smithsonian. Old Saybrook, Connecticut: Konecky & Konecky. ISBN 978-1-58834-074-0.
  • Carr, Michael H. (2006). La superficie de Marte . Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-87201-0.
  • Hartmann, William K. (2003). Guía de viaje a Marte: los misteriosos paisajes del planeta rojo. Nueva York: Workman. ISBN 0-7611-2606-6.
  • Morton, Oliver (2003). Mapeo de Marte: ciencia, imaginación y el nacimiento de un mundo . Nueva York: Picador. ISBN 0-312-42261-X.
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