Redigerer Areologi

{{Planetinfo|Mars}}
'''Areologi''', eller '''Mars' geologi''', refererer seg til den vitenskapelige studien av overflaten, skorpen og det indre av [[planet]]en [[Mars (planet)|Mars]]. Den understreker sammensetningen, historien og fysiske prosesser som former planeten og er helt analogt til feltet av terrestrisk [[geologi]]. Innen [[planetologi]] er begrepet ''geologi'' brukt i sin videste bestand ved å bety studiet av de faste delene av planeter og [[naturlig satellitt|måner]]. Begrepet omfatter aspekter av [[geofysikk]], [[geokjemi]], [[geodesi]] og [[kartografi]].<ref name="Greeley1993" group=L />

[[Neologisme]]n areologi, fra det greske ordet Ares (Mars) som et synonym for Mars' geologi, vises noen ganger i populærkulturen og verk innen science fiction (for eksempel Kim Stanley Robinsons Mars-trilogi),<ref name="Quinion1996" /> men begrepet er sjelden, om noensinne, brukt av profesjonelle geologer og planetforskere.<ref name="Carr2010" />

== Grunnleggende sammensetning ==
Mars er en [[terrestrisk planet]], hvilket betyr at den på samme måte som [[jorden]] er et steinete legeme og består av [[silikat]]er (mineraler som inneholder [[silisium]] og [[oksygen]]), [[metall]]er og andre elementer som typisk utgjør [[bergart]]er. Som jorden er også Mars en [[Differensiering (planetologi)|differensiert planet]]. Det betyr at den har en sentral [[planetkjerne]] av metallisk [[jern]] og [[nikkel]] omgitt av en mindre tett [[Mantelen|mantel]] av silikater og en [[jordskorpen|skorpe]].<ref name="Nimmo 2005" /> Planetens karakteristiske røde farge kommer av [[oksidasjon]] av jern på overflaten.

[[Fil:PIA04256 Map of Martian Silicon at Mid-Latitudes.jpg|thumb|left|Grunnleggende forekomster kan bestemmes av en [[romsonde]] som går i [[bane]] rundt planeten. Dette kartet viser overflatekonsentrasjonen ([[Konsentrasjon (kjemi)#Vektprosent|vektprosent]])  av [[grunnstoff]]et [[silisium]] basert på data fra [[gammastrålingsspektrometer]]et (GRS) Suite ombord på romfartøyet [[Mars Odyssey]]. Lignende kart finnes også for en rekke andre grunnstoffer.]]

Mye av det vi vet om den grunnleggende sammensetningen av Mars kommer fra [[banesonde]]r og [[landingsfartøy]]. (se [[utforskning av Mars]] for liste). De fleste av disse romfartøyene har med [[spektrometer]]e og andre instrumenter for å måle sammensetningen av Mars, enten ved fjernanalyse fra bane eller ''[[in situ]]''-analyse på overflaten. Vi har også mange aktuelle eksempler fra Mars i form av [[meteoritt]]er som har funnet veien til jorden. [[Marsmeteoritt]]er (ofte kalt ''SNC'' for ''Shergottites'', ''Nakhlites'' og ''Chassignites''<ref name="Kieffer1992" group=L /> &ndash; gruppen av de første meteorittene som viste seg å stamme fra Mars) gir data om den kjemiske sammensetningen av Mars' skorpe og indre som ellers ikke ville være tilgjengelig uten et oppdrag med formål å bringe prøver tilbake til jorden.

Basert på dette datagrunnlaget tror forskere at foruten silikon og jern er [[magnesium]], [[aluminium]], [[kalsium]] og [[kalium]] de hyppigst forekommende kjemiske grunnstoffene i marsskorpen. Disse elementene er viktige komponenter i de mineralene [[Magmatisk bergart|magmatiske bergarter]] består av.<ref name="Press1978" group=L /> Grunnstoffene [[Titan (grunnstoff)|titan]], [[krom]], [[mangan]], [[svovel]], [[fosfor]], [[natrium]] og [[klor]] er sjeldnere,<ref name="Clark1976" /><ref name="Foley2008" group=L /> men er fremdeles viktige komponenter i mange tilhørende mineraler{{efn|Se «[http://www.britannica.com/EBchecked/topic/2917/accessory-mineral accessory mineral]» hos ''Britannica'' for definisjoner. {{Språkikon|engelsk|engelsk}}}} som bergarter og sekundære mineraler (forvitringsprodukter) i støv og jordsmonnet ([[regolitt]]en). [[Hydrogen]] finnes som vannholdig is ({{Kjemi|H|2|O}}) og i hydraliserte mineraler. [[Karbon]] oppstår som [[karbondioksid]] ({{Kjemi|CO|2}}) i [[Mars' atmosfære|atmosfæren]] og noen ganger som [[tørris]] ved polene. En ukjent mengde karbon finnes også lagret i [[karbonat]]er. Molekylær nitrogen ({{Kjemi|N|2}}) utgjør opptil 2,7 % av atmosfæren. Så langt vi vet er [[organisk forbindelse|organiske forbindelser]] fraværende,<ref name="Klein1992" group=L /> med unntak av spor av [[metan]] som er oppdaget i atmosfæren.<ref name="Krasnopolsky2004" /><ref name="Formisano2004" />

Den grunnleggende sammensetningen av Mars skiller seg fra jorden på en rekke vesentlige områder. Først og fremst viser analyser av marsmeteoritter at planetens mantel er omtrent dobbelt så rik på jern som jordens mantel,<ref name="Barlow2008" group=L /><ref name="Halliday2001" /> deretter er dens kjerne mer rik på svovel.<ref name="Treiman1986" /> For det tredje er marsmantelen rikere på kalium og fosfor enn jordens og for det fjerde inneholder marsskorpen en høyere prosentandel av flyktige elementer som svovel og klor enn det jordskorpen gjør. Mange av disse konklusjonene støttes av ''in situ''-analysene av bergarter og jordsmonnet på marsoverflaten.<ref name="Bruckner2008" group=L />

== Global fysiografi ==
Det meste av nåværende kunnskap om geologien på Mars kommer fra studier av [[landform]]er og frie formasjoner (terreng) på bilder tatt av [[romsonde]]r i [[bane]] rundt planeten. Mars har en rekke distinkte, store overflateformasjoner som indikerer hvilke typer geologiske prosesser som har funnet sted på planeten over tid. Dette avsnittet introduserer flere av de større fysiografiske regionene på Mars. Sammen illustrerer disse regionene hvordan geologiske prosesser som involverer [[vulkan]]isme, [[Platetektonikk|tektonikk]], vann, is og [[kosmisk nedslag]] har formet planeten i en global skala.

[[Fil:PIA02820.jpg|thumb|left|Farget kart som viser høydene på den vestlige og østlige delen av Mars.<br />(Venstre): Den vestlige delen domineres av [[Tharsis]]-regionen (rød og brun). Høye vulkaner fremstår som hvite. [[Valles Marineris]] (blå) er den lange flenge-lignende formasjonen til høyre.<br />(Høyre): Den østlige delen viser kratrete høyland (gult til rødt) med Hellas-bassenget (mørk blå/lilla) nede til venstre. Elysium-provinsen er oppe i høyre kant. Områder nord for dikotomigrensen vises som nyanser av blått på begge kartene.{{Byline|Mars Orbital Laser Altimeter (MOLA)}}]]

=== Hemisfærisk dikotomi ===
Den nordlige og sørlige halvkulen på Mars er påfallende forkjellgi fra hverandre i [[topografi]] og fysiografi, og [[dikotomi]]en er en fundamental global geologisk formasjon på planeten. Enkelt sagt er den nordlige delen av planen en enorm topografisk forsenkning. Rundt en tredjedel av planetens overflate (for det meste på den nordlige halkulen) ligger 3&ndash;6&nbsp;km lavere i høyde enn de sørlige to tredjedelene. Dette er en førsteordens friformasjon på linje med høydeforskjellene mellom jordens kontinenter og havbassenger.<ref name="Watters2007" /> Dikotomien uttrykkes også på to andre måter; som en forskjell i tettheten av nedslagskratre og skorpetykkelsen mellom de to halvkulene.<ref name="Carr2006_s79-79" group=L /> Halvkulen sør for dikotomigrensen (ofte kalt de sørlige høylandene) er svært kraterbelagt og gamle, karakterisert av robuste overflater som daterer seg tilbake til peridoen med [[Det sene tunge bombardementet|tungt bombardement]]. Som motsetning har lavlandene nord for dikotomigrensen få kratre og er svært jevn og flat. Der finnes det også andre formasjoner som indikerer at omfattende fornyelse av overflaten har funnet sted etter at det sørlige høylandet ble dannet. Den tredje distinkte forskjellen mellom de to halvkulene er tykkelsen på jordskorpen. Topografiske og geofysiske gravitasjonsdata indikerer at skorpen i de sørlige høylandene har en maksimal tykkelse på ca. 58&nbsp;km mens skorpen i de nordlige lavlandene har når opp mot 32&nbsp;km i tykkelse.<ref name="Zuber2000" /><ref name="Neumann2004" /> Den dikotomiske grensens breddegrader varierer og avhenger av hvilket av de tre fysiske uttrykkene for dikotomi som blir vurdert.

Opprinnelsen og alderen til den hemisfæriske dikotomien er fremdeles debattert. Hypoteser om opprinnelsen faller generelt inn i to kategorier: 1) dikotomien oppstod ved et mega-nedlslag eller en rekke store nedslag tidlig i planetens historie (ekskogene teorier)<ref name="Wilhelms2984" /><ref name="Frey1988" /><ref name="Andrews-hanna2008" /> eller 2) dikotomien oppstod som følge av fortynning av skorpen på den nordlige halvkulen på grunn av mantelkonveksjon, omveltning eller andre kjemiske og termiske prosesser i planetens indre (endogene teorier).<ref name="Wise1979" /><ref name="Elkins-Tanton2005" /> En endogen modell foreslår en tidlig hendelse der [[platetektonikk]] ga en tynnere skorpe i nord, tilsvarende det som skjer ved spredning av plategrenser på jorden.<ref name="Sleep1994" /> Uavhengig av opprinnelsen ser dikotomien på Mars ut til å være svært gammel. Laserhøydemåler og data fra radarsonarer fra banesonder har identifisert en rekke formasjoner med bassengstørrelser som tidligere var skjult i visuelle bilder. Disse kvasisirkulære forsenkningene er sannsynligvis forfalte nedslagskratre fra perioden med tunge bombardement som nå er dekket av et finere lag med avleiringer. Studier av disse forsenkningene antyder at de underliggende lagene på den nordlige halvkulen er minst like gamle som den eldste eksponerte overflaten på i de sørlige høylandene.<ref name="Watters2007_2" /> Alderen på dikotomien gir teoriene om dens opprinnelse betydelige begrensninger.<ref name="Solomon2005" />

=== Vulkanske provinser ===
En massiv vulkantektonisk provins, kjent som [[Tharsis]]regionen eller Tharsisforhøyningen, deler seg fra dikotomigrensen på Mars' vestlige halvkule. Denne enorme, forhøyede strukturen er tusenvis av kilometer i diameter og dekker opptil 25 % av planetens overflate.<ref name="Solomon1982" /> Tharsis ligger i gjennomsnitt 7&ndash;10&nbsp;km over datum («[[Areografi#Nullnivå|havnivået]]» på Mars) og inneholder de største høydene på planeten og de største kjente vulkanene i solsystemet. Tre enorme vulkaner, [[Ascraeus Mons]], [[Pavonis Mons]] og [[Arsia Mons]] (samlet kjent som [[Tharsis Montes]]), ligger på linje nordøst-sørvest langs toppen av denne forhøyningen. Den brede [[Alba Mons]] (tidligere Alba Patera) opptar den nordlige delen av regionen. Den store [[skjoldvulkan]]en [[Olympus Mons]] ligger utenfor hovedforhøyningen ved den vestlige grensen av provinsen. Tharsis enorme massivitet har ført til enorm [[Spenning (mekanikk)|spenning]] i planetens [[litosfære]]. Som et resultat stråler enorme brudd ([[graben]]er og [[riftdal]]er) utover fra Tharsis og strekker seg halvveis rundt planeten.<ref name="Carr2007" />

Et mindre vulkansk senter ligger flere tusen kilometer vest for Tharsis, i [[Elysium Planitia|Elysium]]. Vulkankomplekset i Elysium er ca. {{Formatnum:2000}}&nbsp;km i diameter og består av tre hovedvulkaner, [[Elysium Mons]], [[Hecates Tholus]] og [[Albor Tholus]]. Gruppen med vulkaner antas å være noe annerledes enn Tharsis Montes ved at utviklingen av de tidligere involverte både lavaer og [[Tefra|pyroklaster]].<ref name="Cattermole2001" group=L />

=== Store nedslagsbasseng ===
Flere enorme, sirkulære [[Nedslagskrater|nedslagsbasseng]] finnes på Mars. De største er [[Hellas Planitia]] som ligger på den sørlige halvkulen, sentrert rundt 64°E 40°S. Den sentrale delen av bassenget er ca. {{Formatnum:1800}}&nbsp;km i diameter<ref name="Boyce2008" group=L /> og omgitt av en bred og tungt erodert ringstruktur preget av tette kuperte og uregelmessige fjell (fjellmassiver) som sannsynligvis er oppløftet og forskjøvet skorpe skorpe fra før bassengene ble dannet (se [[Anseris Mons]] for eksempel).<ref name="Carr1984" group=L />

De to andre store nedslagssturkturene på planeten er [[Argyre Planitia|Argyre]] og [[Isidis Planitia|Isidis]]-bassengene. Som Hellas ligger Argyre (800&nbsp;km i diameter) i de sørlige høylandene og er omgitt av en bred ring av fjell.

=== Dalsystemer ved ekvator ===
[[Fil:Valles Marineris PIA00178.jpg|thumb|left|Bilde av Valles Marinereis.{{Byline|[[Viking-programmet|Viking]]}}]]
Nær ekvator på den vestlige halvkulen ligger et enormt system av dype, sammenkoblede daler og grøfter som sammen er kjent som [[Valles Marineris]]. Dalsystemet strekker seg ca. {{Formatnum:4000}}&nbsp;km østover fra Tharsis, nesten en fjerdedel av planetens omkrets. Hvis Valles Marineris var plassert på jorden ville den strekke seg over hele bredden av [[Nord-Amerika]].<ref name="Kargel2004" group=L /> Enkelte steder er dalene opptil 300&ndash;km brede og 10&nbsp;km dype. Valles Marineris har en svært ulik opprinnelse enn sitt mindre såkalte motstykke på jorden, [[Grand Canyon]]. Grand Canyon er hovedsakelig et produkt av erosjon fra vann. Dalene ved ekvator på Mars ble hovedsakelig dannet av forkastninger og der derfor mer lik den østafrikanske riftdalen.<ref name="Carr2006_s95" group=L /> Dalene representerer overflatens uttrykk for en kraftig utvidet [[Spenning (mekanikk)|spenning]] i marsskorpen, sannsynligvis på grunn av lasten fra Tharsis-forhøyningen.<ref name="Hartmann2003_s316" group=L />

=== Kaosterreng og utstrømningskanaler ===
Terrenget i den østlige enden av Valles Marineris ligner et tett virvar av lave, avrundede åser som synes å ha blitt dannet av kollapsen av overflaten i de høyereliggende områdene og skapte grusfylte groper.<ref name="Carr2006_s114" group=L /> Disse områdene, kalt [[kaosterreng|kaotisk terreng]], markerer øverste del av enorme utstrømningskanaler som oppstår i full størrelse fra det kaotiske terrenget og tømmes nordover til [[Chryse Planitia]]. Tilstedeværelsen av strømlinjede øyer og andre [[geomorfologi]]ske formasjoner indikerer at kanalene sannsynligvis ble danne av en katastrofiske frigjøringer av vann fra [[akvifer]]er eller smeltingen av overflateis. Kanalene, som inkluderer [[Ares Vallis|Ares]], [[Shalbatana Vallis|Shalbatana]], Simud og Tiu Valles, er enorme etter terrestriske standarder og flommen som skapte dem tilsvarende enorm. For eksempel, toppen av utslippet som var nødvendig for å skjære ut den 28&nbsp;km brede Ares Vallis anslås å ha vært 500&nbsp;millioner kubikkfot per sekund, over ti tusen ganger det gjennomsnittlige utslippet fra [[Mississippi (elv)|Mississippi]].<ref name="Baker2001" />

[[Fil:MOLA Planum Boreum PIA01337.jpg|thumb|Avledet bilde av [[Planum Boreum]]. Bildet er overdrevet ekstremt i vertikal retning. Merk at det gjenværende isdekket bare er den tynne laget (vist med hvitt) på toppen av platået.{{Byline|Mars Orbital Laser Altimeter (MOLA)}}]]

=== Polkalotter ===
Iskalottene ved polene er velkjente teleskopformasjoner, først identifisert av [[Christiaan Huygens]] i 1672.<ref name="Sheehan1996_s25" group=L /> Siden 1960-årene har man vist at at de sesongmessige kalottene (de som kan sees vokse og minke sesongmessig i teleskoper) er sammensatt av karbondioksidis ({{Kjemi|CO|2}}) som kondenserer ut av atmosfæren når temperaturen faller til 148&nbsp;[[Kelvin|K]], [[smeltepunkt|frysepunktet]] for {{Kjemi|CO|2}}, i løpet av den polare vintertiden.<ref name="Leighton1966" /> I nord forsvinner {{Kjemi|CO|2}}-isen fullstendig (den [[sublimasjon|sublimerer]]) om sommeren og etterlater seg et gjenværende lokk av vannholdig is ({{Kjemi|H|2|O}}). Ved sydpolen blir en liten del av {{Kjemi|CO|2}}-isen værende om sommeren.

Begge de gjenværende iskappene ligger over tykke lagdelte avsetninger av etterlatt is og støv. I nord danner avsetningslaget et 3&nbsp;km høyt platå, kalt [[Planum Boreum]]. Dette platået har en diameter på {{Formatnum:1000}}&nbsp;km. Et tilsvarende kilometertykt platå, kalt [[Planum Australe]], ligger i sør. Begge planumene blir noen ganger omtalt som de «polkalottene», men den permanente isen (sett som de hvite overflatene med høy  [[albedo]]  på bilder) dannes kun som en relativt tynn kappe på toppen av avsetningslagene. Avsetningslagene stammer sannsynligvis fra vekslende sykluser med avsetninger fra støv og is forårsaket av klimaendringer relatert til variasjoner i planetens baneparametre over tid (se [[Milanković-syklusene]]. Avkastningslagene ved polene er noen av de yngste geologiske enhetene på Mars.

== Geologisk historie ==
Mye av planetens historie kan tydes ved å se på overfalten og spørre hva kom først og hva som kom deretter. For eksempel er en lavastrøm som sprer seg ut og fyller et stort nedslagskrater klart yngre enn krateret, og et lite krater på toppen av den samme lavastrømmen er yngre enn både lavaen og det store krateret.

==Noter==
{{fotnoter}}

== Referanser ==
<!-- Alfabetisk etter "name" -->

;Litteraturhenvisninger
<references group="L">
<!-- Alfabetisk etter "name" -->

<ref name="Barlow2008" group=L>[[#Barlow2008|Barlow]] (2008) s. 42</ref>

<ref name="Boyce2008" group=L>[[#Boyce2008|Boyce]] (2008) s. 13</ref>

<ref name="Bruckner2008" group=L>[[#Bruckner2008|Bruckner]] (2008) s. 58 for eksempel</ref>

<ref name="Carr1984" group=L>[[#Carr1984|Carr]] (1984) s. 223</ref>

<ref name="Carr2006_s95" group=L>[[#Carr2006|Carr]] (2006) s. 95</ref>

<ref name="Carr2006_s79-79" group=L>[[#Carr2006|Carr]] (2006) s. 78-79</ref>

<ref name="Carr2006_s114" group=L>[[#Carr2006|Carr]] (2006) s. 114</ref>

<ref name="Cattermole2001" group=L>[[#Cattermole2001|Cattermole]] (2001) s. 71</ref>

<ref name="Foley2008" group=L>[[#Foley2008|Foley]] (2008) s. 42-43, tabell 3.1</ref>

<ref name="Greeley1993" group=L>[[#Greeley1993|Greeley]] (1993) s. 1</ref>

<ref name="Hartmann2003_s316" group=L>[[#Hartmann2003|Hartmann]] (2003) s. 316</ref>

<ref name="Kargel2004" group=L>[[#Kargel2004|Kargel]] (2004) s. 52</ref>

<ref name="Kieffer1992" group=L>[[#Kieffer1992|Kieffer]] (1992)</ref>

<ref name="Klein1992" group=L>[[#Klein1992|Klein]] (1992) s. 1227</ref>

<ref name="lodders1998" group=L>[[#Lodders1998|Lodders]] (1998) s. 190</ref>

<ref name="Press1978" group=L>[[#Press1978|Press]] (1978) s. 343</ref>

.<ref name="Sheehan1996_s25" group=L>[[#Sheehan1996|Sheehan]] (1996) s. 25</ref>
</references>

;Tidsskriftsartikler, nettutgivelser o.l.
<references>
<!-- Alfabetisk etter "name" -->

<ref name="Andrews-hanna2008">{{Cite journal|last1=Andrews-Hanna|first1=J.C. ''et al.''|year=2008|title=The Borealis Basin and the Origin of the Martian Crustal Dichotomy|url=|journal=Nature|volume=453|issue=7199|page=1212|bibcode=2008Natur.453.1212A|doi=10.1038/nature07011|pmid=18580944|language=engelsk}}</ref>

<ref name="Baker2001">{{Cite journal |last1=Baker |year=2001 |first1=Victor R. |title=Water and the Martian Landscape |journal=Nature |volume=412 |issue=6843 |page=231 (Fig. 5) |doi=10.1038/35084172 |url=http://epswww.unm.edu/iom/eps465/Reading/WaterLandscape.pdf |format=PDF |language=engelsk |url-status=dead |archiveurl=https://web.archive.org/web/20110720094533/http://epswww.unm.edu/iom/eps465/Reading/WaterLandscape.pdf |archivedate=2011-07-20 |tittel=Arkivert kopi |besøksdato=2011-01-19 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20110720094533/http://epswww.unm.edu/iom/eps465/Reading/WaterLandscape.pdf |arkivdato=2011-07-20 |url-status=død }}</ref>

<ref name="Carr2007">Carr, M.H (2007). Mars: Surface and Interior i ''Encyclopedia of the Solar System,'' 2. utg. McFadden, L.-A. et al. (red.) Eds. Elsevier: San Diego, California, s.319</ref>

<ref name="Carr2010">Carr, M.H., USGS, Personal Communication, 13. september 2010.</ref>

<ref name="Clark1976">{{Cite journal|last1=Clark|first1=B.C.|last2=Baird|first2=A.K.|last3=Rose Jr.|first3=H.J.|last4=Toulmin P.|first4=3rd|last5=Keil|first5=K.|last6=Castro|first6=A.J.|last7=Kelliher|first7=W.C.|last8=Rowe|first8=C.D.|last9=Evans|first9=P.H.|displayauthors=9|title=Inorganic Analysis of Martian Samples at the Viking Landing Sites|url=https://archive.org/details/sim_science_1976-12-17_194_4271/page/n71|journal=[[Science]]|volume=194|issue=4271|pages=1283–1288|year=1976|pmid=17797084|doi=10.1126/science.194.4271.1283|bibcode=1976Sci...194.1283C|language=engelsk}}</ref>

<ref name="icarus168_1">{{Cite journal|language=engelsk|author=Clancy, R. T.; Sandor, B. J.; Moriarty-Schieven, G. H.|title=A measurement of the 362 GHz absorption line of Mars atmospheric H2O2|journal=Icarus|volume=168|issue=1|pages=116–121|year=2004|doi=10.1016/j.icarus.2003.12.003|bibcode=2004Icar..168..116C}}</ref>

<ref name="Elkins-Tanton2005">{{Cite journal|last1=Elkins-Tanton|page=E120S01|first1=Linda T.|year=2005|issue=E12|title=Possible formation of ancient crust on Mars through magma ocean processes|volume=110|doi=10.1029/2005JE002480|journal=Journal of Geophysical Research|url=http://eaps.mit.edu/Elkins-Tanton/pdfs_of_papers/Mars%20early%20crust%20E-T%20et%20al%20JGR%202005.pdf|format=PDF|bibcode=2005JGRE..11012S01E|language=engelsk|url-status=dead|archiveurl=https://web.archive.org/web/20110927135244/http://eaps.mit.edu/Elkins-Tanton/pdfs_of_papers/Mars%20early%20crust%20E-T%20et%20al%20JGR%202005.pdf|archivedate=2011-09-27|tittel=Arkivert kopi|besøksdato=2011-10-25|arkivurl=https://web.archive.org/web/20110927135244/http://eaps.mit.edu/Elkins-Tanton/pdfs_of_papers/Mars%20early%20crust%20E-T%20et%20al%20JGR%202005.pdf|arkivdato=2011-09-27|url-status=død}} {{Kilde www |url=http://eaps.mit.edu/Elkins-Tanton/pdfs_of_papers/Mars%20early%20crust%20E-T%20et%20al%20JGR%202005.pdf |tittel=Arkivert kopi |besøksdato=2011-10-25 |arkiv-dato=2011-09-27 |arkiv-url=https://web.archive.org/web/20110927135244/http://eaps.mit.edu/Elkins-Tanton/pdfs_of_papers/Mars%20early%20crust%20E-T%20et%20al%20JGR%202005.pdf |url-status=yes }}</ref>

<ref name="Formisano2004">{{Cite journal|last1=Formisano|first1=V.|last2=Atreya|first2=S.|last3=Encrenaz|first3=T.|last4=Ignatiev|first4=N.|last5=Giuranna|first5=M.|title=Detection of Methane in the Atmosphere of Mars|journal=Science|volume=306|issue=5702|pages=1758–61|year=2004|pmid=15514118|doi=10.1126/science.1101732|bibcode=2004Sci...306.1758F|language=engelsk}}</ref>

<ref name="Frey1988">{{Cite journal|last1=Frey|first1=Herbert|last2=Schultz|first2=Richard A.|title=Large impact basins and the mega‐impact origin for the crustal dichotomy on Mars|journal=Geophysical Research Letters|volume=15|issue=3|pages=229–232|bibcode=1988GeoRL..15..229F|year=1988|doi=10.1029/GL015i003p00229|language=engelsk}}</ref>

<ref name="Halliday2001">{{Kilde artikkel|forfatter=Halliday, A.N. et al.|utgivelsesår=2001|tittel=The Accretion, Composition and Early Differentiation of Mars. In Chronology and Evolution of Mars|redaktør=Kallenbach, R. et al.|publikasjon=Space Science Reviews|nummer=96|side=197–230|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="Krasnopolsky2004">{{Cite journal |last1=Krasnopolsky |pages=537–547 |first1=V. |last2=Maillard |first2=J. |issue=2 |last3=Owen |first3=T. |title=Detection of methane in the martian atmosphere: evidence for life? |year=2004 |volume=172 |doi=10.1016/j.icarus.2004.07.004 |journal=Icarus |url=http://www.stfc.ac.uk/resources/pdf/methaneonmars-krasnopolskyetal.pdf |format=PDF |bibcode=2004Icar..172..537K |language=engelsk |url-status=dead |archiveurl=https://web.archive.org/web/20120320020350/http://www.stfc.ac.uk/resources/pdf/methaneonmars-krasnopolskyetal.pdf |archivedate=2012-03-20 |tittel=Arkivert kopi |besøksdato=2012-01-06 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20120320020350/http://www.stfc.ac.uk/resources/pdf/methaneonmars-krasnopolskyetal.pdf |arkivdato=2012-03-20 |url-status=død }} {{Kilde www |url=http://www.stfc.ac.uk/resources/pdf/methaneonmars-krasnopolskyetal.pdf |tittel=Arkivert kopi |besøksdato=2011-10-24 |arkiv-dato=2012-03-20 |arkiv-url=https://web.archive.org/web/20120320020350/http://www.stfc.ac.uk/resources/pdf/methaneonmars-krasnopolskyetal.pdf |url-status=unfit }}</ref>

<ref name="Leighton1966">{{Cite journal|doi=10.1126/science.153.3732.136|last1=Leighton|first1=R.B.|last2=Murray|first2=B.C.|year=1966|title=Behavior of Carbon Dioxide and Other Volatiles on Mars|url=https://archive.org/details/sim_science_1966-07-08_153_3732/page/n35|journal=Science|volume=153|issue=3732|pages=136–144|pmid=17831495|bibcode=1966Sci...153..136L|language=engelsk}}</ref> 
<ref Name="MallamaSky">{{Cite journal|language=engelsk|author=Mallama, A.|title=Planetary magnitudes|journal=Sky and Telescope|volume=121(1)|pages=51–56|year=2011}}</ref>

<ref Name="MallamaMars">{{Cite journal|author=Mallama, A.|title=The magnitude and albedo of Mars|journal=Icarus|volume=192|issue=2|pages=404–416|year=2007|doi=10.1016/j.icarus.2007.07.011|bibcode=2007Icar..192..404M}}</ref>

<ref name="methane-me">{{Cite journal|language=engelsk|author=Formisano, V.; Atreya, S.; Encrenaz, T.; Ignatiev, N.; Giuranna, M.|title=Detection of Methane in the Atmosphere of Mars|journal=[[Science (journal)|Science]]|year=2004|volume=306|issue=5702|pages=1758–1761|doi=10.1126/science.1101732|pmid=15514118|bibcode=2004Sci...306.1758F}}</ref>

<ref name="Neumann2004">{{Cite journal|last1=Neumann|first1=G. A.|title=Crustal structure of Mars from gravity and topography|journal=Journal of Geophysical Research|volume=109|issue=E8|year=2004|doi=10.1029/2004JE002262|bibcode=2004JGRE..10908002N|language=engelsk}}</ref>

<ref name="Nimmo 2005">{{Cite journal|last1=Nimmo|first1=Francis|last2=Tanaka|first2=Ken|doi=10.1146/annurev.earth.33.092203.122637|title=Early Crustal Evolution Of Mars|year=2005|pages=133|issue=1|volume=33|journal=Annual Review of Earth and Planetary Sciences|url=http://www2.ess.ucla.edu/~nimmo/website/version3.doc|bibcode=2005AREPS..33..133N|language=engelsk}}</ref>

<ref name="Quinion1996">Quinion, M. (1996). World Wide Words Website, http://www.worldwidewords.org/turnsofphrase/tp-are1.htm.</ref>

<ref name="science294_5548">{{Cite journal|language=engelsk|author=Krasnopolsky, Vladimir A.; Feldman, Paul D.|title=Detection of Molecular Hydrogen in the Atmosphere of Mars|journal=Science|volume=294|issue=5548|pages=1914–1917|year=2001|pmid=11729314|doi=10.1126/science.1065569|bibcode=2001Sci...294.1914K}}</ref>

<ref name="Seidelmann2007">{{Cite journal|language=engelsk|last=Seidelmann|first=P. Kenneth|coauthors=Archinal, B. A.; A'hearn, M. F.; ''et al''.|title=Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006|url=https://archive.org/details/sim_celestial-mechanics-and-dynamical-astronomy_2007_98_3/page/155|journal=Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy|volume=98|issue=3|pages=155–180|year=2007|doi=10.1007/s10569-007-9072-y|bibcode=2007CeMDA..98..155S}}</ref>

<ref name="Sleep1994">{{Cite journal|last1=Sleep|first1=Norman H.|title=Martian plate tectonics|journal=Journal of Geophysical Research|volume=99|issue=E3|pages=5639–5655|year=1994|doi=10.1029/94JE00216|bibcode=1994JGR....99.5639S|language=engelsk}}</ref>

<ref name="Solomon1982">{{Cite journal|year=1982|last1=Solomon|first1=Sean C.|last2=Head|first2=James W.|title=Evolution of the Tharsis Province of Mars: The Importance of Heterogeneous Lithospheric Thickness and Volcanic Construction|journal=J. Geophys. Res.|volume=87|issue=B12|pages=9755–9774|bibcode=1982JGR....87.9755S|doi=10.1029/JB087iB12p09755|language=engelsk}}</ref>

<ref name="Solomon2005">{{Cite journal|last1=Solomon|first1=S. C.|last2=Aharonson|first2=O|last3=Aurnou|first3=JM|last4=Banerdt|first4=WB|last5=Carr|first5=MH|last6=Dombard|first6=AJ|last7=Frey|first7=HV|last8=Golombek|first8=MP|last9=Hauck Sa|first9=2nd|displayauthors=9|title=New Perspectives on Ancient Mars|journal=Science|volume=307|issue=5713|pages=1214–20|year=2005|pmid=15731435|doi=10.1126/science.1101812|bibcode=2005Sci...307.1214S|language=engelsk}}</ref>

<ref name="Treiman1986">{{Cite journal|last1=Treiman|first1=A|last2=Drake|first2=M|last3=Janssens|first3=M|last4=Wolf|first4=R|last5=Ebihara|first5=M|title=Core Formation in the Earth and the Shergottite Parent Body|journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=50|issue=6|pages=1071–1091|bibcode=1986GeCoA..50.1071T|year=1986|doi=10.1016/0016-7037(86)90389-3|language=engelsk}}</ref>

<ref name="Watters2007">{{Cite journal |last1=Watters |first1=Thomas R. |last2=McGovern |first2=Patrick J. |last3=Irwin Iii |first3=Rossman P. |title=Hemispheres Apart: The Crustal Dichotomy on Mars |journal=Annu. Rev. Earth Planet. Sci. |doi=10.1146/annurev.earth.35.031306.140220 |volume=35 |issue=1 |year=2007 |pages=621–652[624, 626] |url=http://epswww.unm.edu/iom/eps465/Reading/Dichotomy.pdf |format=PDF |bibcode=2007AREPS..35..621W |language=engelsk |url-status=dead |archiveurl=https://web.archive.org/web/20110720094425/http://epswww.unm.edu/iom/eps465/Reading/Dichotomy.pdf |archivedate=2011-07-20 |tittel=Arkivert kopi |besøksdato=2011-01-19 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20110720094425/http://epswww.unm.edu/iom/eps465/Reading/Dichotomy.pdf |arkivdato=2011-07-20 |url-status=død }}</ref>

<ref name="Watters2007_2">{{Cite journal|last1=Watters|first1=T.R.|last2=McGovern|first2=|last3=Irwin|first3=R.P.|year=2007|title=Hemispheres Apart: The Crustal Dichotomy on Mars|url=|journal=Annu. Rev. Earth Planet. Sci.|volume=35|issue=|pages=630–635|language=engelsk}}</ref>

<ref name="Wilhelms2984">{{Cite journal|doi=10.1038/309138a0|last1=Wilhelms|first1=D.E.|last2=Squyres|first2=S.W.|year=1984|title=The Martian Hemispheric Dichotomy May Be Due to a Giant Impact|url=|journal=Nature|volume=309|issue=5964|pages=138–140|bibcode=1984Natur.309..138W|language=engelsk}}</ref>

<ref name="Wise1979">{{Cite journal|last1=Wise|first1=Donald U.|last2=Golombek|first2=Matthew P.|last3=McGill|first3=George E.|title=Tectonic Evolution of Mars|journal=Journal of Geophysical Research|volume=84|issue=B14|pages=7934–7939|bibcode=1979JGR....84.7934W|year=1979|doi=10.1029/JB084iB14p07934|language=engelsk}}</ref>

<ref name="Zuber2000">{{Cite journal|last1=Zuber|first1=M. T.|last2=Solomon|first2=SC|last3=Phillips|first3=RJ|last4=Smith|first4=DE|last5=Tyler|first5=GL|last6=Aharonson|first6=O|last7=Balmino|first7=G|last8=Banerdt|first8=WB|last9=Head|first9=JW|displayauthors=9|title=Internal Structure and Early Thermal Evolution of Mars from Mars Global Surveyor Topography and Gravity|journal=Science|volume=287|issue=5459|pages=1788–93|year=2000|pmid=10710301|doi=10.1126/science.287.5459.1788|bibcode=2000Sci...287.1788Z|language=engelsk}}</ref>

</references>

==Litteratur==
<!-- Alfabetisk etter forfatters etternavn -->
* {{Kilde bok|forfatter=Barlow, N.G.|utgivelsesår=2008|tittel=Mars: An Introduction to Its Interior, Surface, and Atmosphere|forlag=Cambridge University Press|utgivelsessted=Cambridge, Storbritannia||isbn=978-0-521-85226-5|språk=engelsk|ref=Barlow2008}}
* {{Kilde bok|forfatter=Boyce, J.M.|utgivelsesår=2008|tittel=The Smithsonian Book of Mars|forlag=Konecky&Konecky|utgivelsessted=Old Saybrook, Connecticut|språk=engelsk|ref=Boyce2008}}
* {{Kilde bok|forfatter=Bruckner, J. et al.|utgivelsesår=2008|tittel=The Martian Surface: Composition, Mineralogy, and Physical Properties|redaktør=Bell III, J.F.|forlag=Cambridge University Press|utgivelsessted=Cambridge, Storbritannia|språk=engelsk|ref=Bruckner2008}}
* {{Kilde bok|forfatter=Carr, M.H.; Saunders, R.S.; Strom R.G.|utgivelsesår=1984|tittel=Geology of the Terrestrial Planets|forlag=NASA Scientific and Technical Information Branch|utgivelsessted=Washington DC|ref=Carr1984|språk=engelsk}}
* {{Kilde bok|forfatter=Carr, Michael|tittel=The surface of Mars|forlag=Cambridge University Press|utgivelsessted=Cambridge, Storbritannia|utgivelsesår=2006|isbn=0-521-87201-4|ref=Carr2006}}
* {{Kilde bok|forfatter=Cattermole, Peter John|tittel=Mars: the mystery unfolds|forlag=Oxford University Press|utgivelsessted=Oxford|utgivelsesår=2001|isbn=0-19-521726-8|språk=engelsk|ref=Cattermole2001}}
* {{Kilde bok|forfatter=Foley, C.N. et al|utgivelsesår=2008|tittel=The Martian Surface: Composition, Mineralogy, and Physical Properties|redaktør=J.F. Bell III|forlag=Cambridge University Press|utgivelsessted=Cambridge, Storbritannia|språk=engelsk|ref=Foley2008}}
* {{Kilde bok|forfatter=Greeley, Ronald|tittel=Planetary landscapes|forlag=Chapman & Hall|utgivelsessted=New York|utgivelsesår=1993|isbn=0-412-05181-8|utgave=2|språk=engelsk|ref=Greeley1993}}
* {{Kilde bok|forfatter=Hartmann, W.|utgivelsesår=2003|tittel=A Traveler's Guide to Mars: The Mysterious Landscapes of the Red Planet|forlag=Workman Publishing|utgivelsessted=New York|isbn=978-0-7611-2606-5|språk=engelsk|ref=Hartmann2003}}
* {{Kilde bok|forfatter=Kargel, J.S.|utgivelsesår=2004|tittel=Mars: A Warmer Wetter Planet|forlag=Springer-Praxis|utgivelsessted=London|språk=engelsk|ref=Kargel2004}}
* {{Kilde bok|forfatter=Kieffer, H.H.; Jakosky, B.M.; Snyder, C.W.; Matthews, M.S.|tittel=Mars|forlag=University of Arizona Press|utgivelsessted=Tucson|utgivelsesår=1992|isbn=978-0-8165-1257-7|språk=engelsk|ref=Kieffer1992}}
* {{Kilde bok|forfatter=Klein, H.P. ''et al.''|kapittel=The Search for Extant Life on Mars|redaktør=Kieffer, H.H.; Jakosky, B.M.; Snyder, C.W.; Matthews, M.S.|tittel=Mars|forlag=University of Arizona Press|utgivelsessted=Tucson|utgivelsesår=1992|isbn=978-0-8165-1257-7|språk=engelsk|ref=Klein1992}}
* {{Kilde bok|forfatter=Lodders, Katharina; Fegley, Bruce|utgivelsesår=1998|tittel=The planetary scientist's companion|forlag=Oxford University Press US|isbn=0-19-511694-1|språk=engelsk|ref=Lodders1998}}
* {{Kilde bok|forfatter=Press, F.; Siever, R|utgivelsesår=1978|tittel=Earth|utgave=2|redaktør=Freeman, W.H.|utgivelsessted=San Francisco|språk=engelsk|ref=Press1978}}
* {{Kilde bok|forfatter=Sheehan, W.|utgivelsesår=1996|tittel='The Planet Mars: A History of Observation & Discovery|forlag=University of Arizona Press|utgivelsessted=ucson|url=http://www.uapress.arizona.edu/onlinebks/mars/contents.htm|språk=engelsk|ref=Sheehan1996|besøksdato=2011-10-26|arkiv-dato=2009-06-01|arkiv-url=https://web.archive.org/web/20090601041317/http://www.uapress.arizona.edu/onlinebks/mars/contents.htm|url-status=død}}

==Eksterne lenker==
{{Portal3|Astronomi}}
* [http://www.lpi.usra.edu/resources/mars_maps/1083/index.html Geologisk kart over Mars] {{Språkikon|engelsk|engelsk}}
* [http://www.impacttectonics.org/SyriaPlanum.html Nedslagskompleks på Mars som inkluderer Syria Planum og Sinai Planum] {{Språkikon|engelsk|engelsk}}
* [http://mars3d.com Nøyaktige animasjoner av flyginger over Mars i 100 meters høyde] {{Språkikon|engelsk|engelsk}}

{{Portal|Astronomi}}

{{Autoritetsdata}}

[[Kategori:Mars]]
[[Kategori:Geovitenskap]]
[[Kategori:Artikler i astronomiprosjektet]]