火星の地質

火星の地質学は、火星の表面、地殻、内部の科学的研究である。火星を構成する成分、構造、歴史、物理的プロセスに重点を置く。地球の地質学の分野に類似している。惑星科学では、地質学という用語は、惑星や衛星の固体部分の研究を意味する最も広い意味で使用されている。この用語には、地球物理学、地球化学、鉱物学、測地学、地図作成の側面が組み込まれている。[ 2 ]ギリシャ語のArēs（火星）^に由来する新語であるareologyは、大衆メディアやSF作品（キム・スタンレー・ロビンソンの火星三部作など）で火星の地質の同義語として時々登場する。^[3] areologyという用語は、Areological Societyでも使用されている。^[4]

火星- 地質図（USGS ; 2014年7月14日）（フル画像）^{[5] [6] [7]}

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  図2 火星の地質図

ビーグル2

好奇心

ディープ・スペース2

洞察力

火星2

火星3

火星6

火星極地着陸機 ↓

機会

忍耐力

フェニックス

ロザリンド・フランクリン

スキャパレリEDM

ソジャーナー

精神

朱容

バイキング1

バイキング2

火星は地球型惑星であり、惑星分化の過程を経てきました。

インサイト着陸ミッションは火星深部を調査するために設計されている。^[8]このミッションは2018年11月26日に着陸した。 ^[9]また深部の3D構造マッピングを可能にするために高感度地震計を設置した。 ^[10] 2023年10月25日、科学者たちはインサイトからの情報に助けられ、火星の地殻の下に放射性の マグマの海があると報告した。^[11]

火星には、長い年月をかけてこの惑星で作用してきた地質学的プロセスの種類を示す、特徴的で大規模な表面特徴が数多くあります。このセクションでは、火星のより大規模な自然地理学的地域をいくつか紹介します。これらの地域は、火山活動、地殻変動、水、氷、衝突などの地質学的プロセスが地球規模でこの惑星をどのように形作ってきたかを示しています。

火星の北半球と南半球は、地形と自然地理学において著しく異なっている。この二分性は、火星の基本的な地球規模の地質学的特徴である。北部は巨大な地形的窪地である。表面の約3分の1（主に北半球）は、南の3分の2よりも標高が3～6 km低くなっている。これは、地球の大陸と海洋盆地の標高差に匹敵する一次起伏の特徴である。^[12]この二分性は、他の2つの方法でも表現される。2つの半球間の衝突クレーターの密度と地殻の厚さの差である。^{[13]二分性の境界より南の半球（しばしば南部高地または高地と呼ばれる）は、クレーターが非常に多く古く、}激しい爆撃の時代にまで遡る起伏のある表面が特徴である。対照的に、二分法境界の北側の低地には大きなクレーターがほとんどなく、非常に滑らかで平坦で、南側の高地が形成されて以来、広範囲にわたる地表再形成が起こったことを示す他の特徴がある。 2 つの半球の 3 つ目の違いは、地殻の厚さである。地形と地球物理学的重力データによると、南側の高地の地殻は最大で約 58 km (36 マイル) の厚さであるのに対し、北側の低地の地殻は厚さが約 32 km (20 マイル) で「ピーク」となる。^{[14] [15]}二分法境界の位置は火星全体の緯度によって異なり、二分法の 3 つの物理的表現のどれが考慮されているかによって異なる。

半球二分性の起源と年代については、いまだ議論が続いている。^[16]起源に関する仮説は、一般的に2つのカテゴリーに分類される。1つは、この二分性は、惑星の歴史の初期におけるメガインパクトイベントまたはいくつかの大きな衝突によって生じた（外因性理論）^{[17] [18] [19]、}もう1つは、この二分性は、マントル対流、転覆、または惑星内部のその他の化学的および熱的プロセスによる北半球の地殻の薄化によって生じた（内因性理論）^{[20] [21] 。ある内因性モデルでは、地球のプレート境界の拡大で起こっていることと同様に、}プレートテクトニクスの初期エピソードによって北部の地殻が薄くなったと提唱されている。^[22]起源が何であれ、火星の二分性は非常に古いものと思われる。南極の巨大衝突^[23]に基づき、12 の半球状配列の発見^[24]によって検証された新しい理論は、外因的理論が内因的理論よりも強力であり、火星にはプレートテクトニクスがなかったことを示している^{[25] [26]}は、この二分法を修正する可能性があります。軌道を周回する宇宙船からのレーザー高度計とレーダー探査データにより、これまで視覚画像では隠れていた盆地サイズの構造が多数特定されました。準円形凹地 (QCD) と呼ばれるこれらの特徴は、激しい衝突の時期に放置された衝突クレーターを表している可能性があり、現在はより若い堆積物の薄板で覆われています。QCD のクレーターカウント研究によると、北半球の下にある表面は、少なくとも南部高地の最も古い露出した地殻と同じくらい古いことが示唆されています。^[27]二分法の古い時代は、その起源に関する理論に大きな制約を課します。^[28]

火星の西半球の二分境界にまたがって、タルシス地域またはタルシス隆起部として知られる巨大な火山テクトニック地域がある。この巨大な隆起構造は、直径数千キロメートルで、火星表面の最大25％を覆っている。^[29]基準面（火星の「海」面）より平均7～10キロメートル高いタルシスには、火星で最も標高が高く、太陽系で最大の火山が知られている。3つの巨大な火山、アスクレイオス山、パヴォニス山、アルシア山（総称してタルシス山）は、隆起部の頂上に沿って北東南西に並んでいる。広大なアルバ山（旧アルバ・パテラ）は、この地域の北部を占めている。巨大な盾状火山 オリンポス山は、地域の西端のメイン隆起部から外れたところにある。タルシスの極端な巨大さは、惑星の岩石圏に多大なストレスを与えています。その結果、巨大な伸張性亀裂（地溝と地溝帯）がタルシスから外側に放射状に広がり、惑星の半周に渡って広がっています。^[30]

より小規模な火山の中心地は、タルシスの数千キロ西にあるエリシウムにある。エリシウム火山群は直径約2,000キロで、エリシウム山、ヘカテス・トゥルス、アルボル・トゥルスの3つの主要な火山から構成されている。エリシウム火山群は、前者の発達に溶岩と火砕岩の両方が関与している点で、タルシス山群とは多少異なると考えられている。^[31]

火星には、巨大な円形の衝突盆地がいくつか存在する。容易に見ることができる最大のものは、南半球にあるヘラス盆地である。これは火星で2番目に大きい衝突構造物で、東経約64度、南緯40度を中心としている。盆地の中央部分（ヘラス平原）は直径1,800kmで^[32]、広く侵食された環状の縁構造に囲まれている。縁構造は、狭い間隔で並ぶ不規則でごつごつした山々（山塊）を特徴としており、これらはおそらく、盆地となる前の古い地殻が隆起して揺れ動いたものと思われる。^[33]（例えば、アンセリス山を参照）。縁の北東部と南西部には、古代の低起伏の火山構造物（高地パテラ）がある。盆地の底には、堆積、侵食、内部変形の長い地質史を持つ、厚く構造が複雑な堆積性堆積物がある。地球上で最も標高の低い場所はヘラス盆地内にあり、盆地の底の一部は基準面より8km以上も低い位置にある。^[34]

火星にある他の2つの大きな衝突構造は、アルギュレ盆地とイシディス盆地である。ヘラスと同様に、アルギュレ盆地（直径800 km）は南部の高地にあり、広い山脈の輪に囲まれている。縁の南側にある山々、カリトゥム山脈は、火星の歴史のある時点で谷の氷河と氷床によって浸食された可能性がある。^[35]イシディス盆地（直径約1,000 km）は、東経約87度の二分境界にある。盆地の縁の北東部は浸食され、現在は北部平原の堆積物に埋もれており、盆地は半円形の輪郭を呈している。盆地の北西縁は、盆地の円周上にある弓状の地溝（ニリ・フォッサ）によって特徴付けられる。もう一つの大きな盆地、ユートピアは、北部平原の堆積物に完全に埋もれている。その輪郭は高度測定データからのみ明確に識別できます。火星の大きな盆地はすべて非常に古く、後期の激しい爆撃の時代に遡ります。その年代は、月の インブリウム盆地とオリエンタル盆地と同等であると考えられています。

西半球の赤道近くには、マリネリス峡谷として総称される、深く相互につながった峡谷と谷の広大なシステムがある。この峡谷システムはタルシスから東に4,000km以上にわたって広がっており、これは惑星の周囲のほぼ4分の1にあたる。地球に置くと、マリネリス峡谷は北アメリカ大陸の幅に及ぶ。^[36]場所によっては、峡谷は最大で幅300km、深さ10kmに達する。しばしば地球のグランドキャニオンと比較されるマリネリス峡谷は、地球上のいわゆるより小さなものとは起源が大きく異なる。グランドキャニオンは主に水の浸食によって形成された。火星の赤道峡谷は地殻変動による起源、すなわちほとんどが断層運動によって形成された。東アフリカの地溝帯に似ている可能性がある。^[37]峡谷は火星地殻の強力な伸張歪みが表面に現れたもので、おそらくタルシス隆起からの荷重によるものと考えられる。^[38]

マリネリス峡谷の東端の地形は、低く丸い丘陵が密集した混沌とした地形になっており、高地の表面が崩れて、広く瓦礫で満たされた窪地を形成したと思われる。^[39]混沌とした地形と呼ばれるこれらの地域は、混沌とした地形から完全に現れ、北のクリセ平原に流れ込む（デブーシュ）巨大な流出水路の源流となっている。流線型の島やその他の地形的特徴の存在は、これらの水路が帯水層からの水の壊滅的な放出または地表下の氷の融解によって形成された可能性が高いことを示している。しかし、これらの特徴は、タルシスから流れてくる大量の火山性溶岩流によって形成された可能性もある。^[40]アレス峡谷、シャルバタナ峡谷、シムド峡谷、ティウ峡谷を含むこれらの水路は、地上の基準では巨大であり、それらを形成した流れも同様に巨大である。例えば、幅28kmのアレス渓谷を削るのに必要なピーク流量は毎秒1400万立方メートル（5億立方フィート）と推定されており、これはミシシッピ川の平均流量の1万倍以上である。^[41]

極地の氷冠は火星の望遠鏡でよく見られる特徴で、1672年にクリスティアーン・ホイヘンスによって初めて特定されました。 ^[42] 1960年代以降、季節冠（望遠鏡で季節的に拡大したり縮小したりするのが見えるもの）は、極地の冬季に気温が二酸化炭素（CO _{2 ）の}霜点である148 Kまで下がると大気から凝結する二酸化炭素（ CO _{2 ）の氷で構成されていることが分かっています。} ^[43]北極では、夏にはCO _{2 の}氷は完全に消散（昇華）し、水（H ₂ O）の氷の冠が残ります。南極では、夏でもCO _{2 の}氷の小さな冠が残ります。

両方の残存氷冠は、氷と塵が交互に重なり合った厚い層状の堆積物を覆っている。北部では、層状の堆積物は高さ 3 km、直径 1,000 km のPlanum Boreumと呼ばれる台地を形成している。同様に数キロメートルの厚さの台地、Planum Australeが南部にある。両方の plana (planum のラテン語複数形) は極地の氷冠と同義として扱われることもあるが、永久氷 (画像ではアルベドが高く白い表面として見える) は層状の堆積物の上の比較的薄いマントルのみを形成している。層状の堆積物は、惑星の軌道パラメータの経時的な変化に関連する気候変動によって引き起こされる塵と氷の堆積の交互サイクルを表していると考えられる (ミランコビッチ サイクルも参照)。極地の層状堆積物は、火星で最も新しい地質単位の 1 つである。

地球からは火星の地形は見えない。望遠鏡で見える明るい部分と暗い模様はアルベドの特徴である。明るい赤土色の部分は、細かい塵が表面を覆っている場所である。明るい部分（極冠と雲を除く）には、ヘラス、タルシス、アラビア大陸などがある。暗い灰色の模様は、風が塵を吹き飛ばし、暗い岩石質の下層を残した部分である。暗い模様は、南緯0度から40度の広い帯で最もはっきりしている。しかし、最も目立つ暗い模様であるシルティス・マジョール平原は北半球にある。^[44]古典的なアルベドの特徴であるアキダリウム海（アキダリア平原）は、北半球にあるもう一つの目立つ暗い部分である。色とアルベドの中間の3番目のタイプの領域も存在し、明るい部分と暗い部分の物質が混ざった領域を表していると考えられている。^[45]

火星の衝突クレーターは、 1965年にマリナー4号宇宙船によって初めて確認されました。^[46]初期の観測では、火星のクレーターは一般的に月のクレーターよりも浅く滑らかであることが示されており、火星は月よりも侵食と堆積の歴史が活発であることを示していました。^[47]

その他の点では、火星のクレーターは月のクレーターに似ている。どちらも超高速衝突の産物であり、サイズが大きくなるにつれて形態タイプが進行している。直径約 7 km 未満の火星のクレーターは単純クレーターと呼ばれ、鋭く盛り上がった縁のあるボウル型で、深さ/直径比は約 1/5 である。^[48]火星のクレーターは、直径が約 5 ～ 8 km で単純型から複雑型に変化する。複雑クレーターは、中央の山頂 (または山頂複合体)、比較的平坦な底、および内壁に沿った段丘または陥没がある。複雑クレーターは、幅に比例して単純クレーターよりも浅く、深さ/直径比は、単純型から複雑型への移行直径 (約 7 km) での 1/5 から、直径 100 km のクレーターでの約 1/30 までの範囲である。もう一つの変化は、直径約130kmのクレーターで発生し、中央の山頂が同心円状の丘陵に変化して多重リング盆地を形成する。^[49]

火星は、太陽系のどの惑星よりも衝突クレーターの種類が多様である。^[50]これは、地下に岩石層と揮発性物質に富む層の両方が存在するため、同じサイズのクレーターであってもさまざまな形態が生じるためである。火星にはまた、噴出物の定置とその後の浸食に影響を与える大気がある。さらに、火星の火山活動と地殻変動の速度は、浸食された古代のクレーターが今も保存されるほど低いが、広大な地域が再表面化するには十分速く、さまざまな年代のクレーター群を生み出している。直径5 kmを超える衝突クレーターが火星で42,000以上カタログ化されており、^[51]より小さなクレーターの数はおそらく無数である。火星のクレーター密度は、二分境界の南側の南半球で最も高い。ここには、ほとんどの大きなクレーターと盆地がある。

クレーターの形態は、衝突時の地表と地下の物理的構造と組成に関する情報を提供します。たとえば、火星のクレーターの中央の山頂の大きさは、水星や月の同等のクレーターよりも大きいです。^[52]さらに、火星の多くの大きなクレーターの中央の山頂には、頂上にピットクレーターがあります。中央のピットクレーターは月ではまれですが、火星や太陽系外縁部の氷の衛星では非常に一般的です。大きな中央の山頂とピットクレーターの多さは、衝突時に地表近くに氷があったことを示していると考えられます。^{[50]緯度 30 度より極方向では、古い衝突クレーターの形状は、地表の氷による}土壌のクリープの加速によって丸みを帯びています (「軟化」) 。^[53]

火星のクレーターと太陽系の他のクレーターとの最も顕著な違いは、葉状の（流動化した）噴出物ブランケットの存在である。火星の赤道および中緯度にある多くのクレーターは、この形の噴出物形態をしており、これは衝突した物体が地下の氷を溶かしたときに生じたと考えられている。噴出した物質中の液体の水は泥状のスラリーを形成し、表面に沿って流れ、特徴的な葉の形状を作り出す。^{[54] [55]}ユティクレーターは、噴出物ブランケットの縁が城壁状であることから城壁クレーターと呼ばれている好例である。 ^[56]

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  エリシウム山の南東斜面にある単純な放射状のクレーターのHiRISE画像。
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  流動化した噴出物がある複雑なクレーターのTHEMIS画像。ピット クレーターのある中央の山頂に注目してください。
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  バイキング探査機が撮影したユティクレーターの、葉状の噴出物を示す画像。
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  テミスによる、南緯 21 度、東経 285 度にある直径 17 km のクレーターからの噴出物の拡大画像。目立つ城壁に注目してください。

火星のクレーターは、一般的に噴出物によって分類される。噴出物が1層しかないクレーターは単層噴出物（SLE）クレーターと呼ばれる。噴出物が2層重なったクレーターは二層噴出物（DLE）クレーターと呼ばれ、噴出物が3層以上あるクレーターは多層噴出物（MLE）クレーターと呼ばれる。これらの形態の違いは、衝突時の地下の組成の違い（つまり、層状の氷、岩、または水）を反映していると考えられている。^{[57] [58]}

火星のクレーターは、極めて新しいものから古くて侵食されたものまで、保存状態が非常に多様である。劣化して埋め立てられた衝突クレーターは、地質学的時間にわたる火山活動、河川活動、風成活動の変化を記録している。 ^[59] 台座クレーターは、噴出物が周囲の地形より上にあり、隆起したプラットフォームを形成しているクレーターである。これは、クレーターの噴出物が抵抗層を形成し、クレーターに最も近い領域が他の領域よりもゆっくりと侵食されるため発生する。台座の中には、周囲より数百メートル高いものもあり、数百メートルの物質が侵食されたことを意味する。台座クレーターは、 1972年のマリナー9号ミッション中に初めて観測された。 ^{[60] [61] [62]}

火星の表面の大部分は火山構造と地形で覆われている。火星で最も目立つ火山はタルシスとエリシウムにある。地質学者は、火星の火山がこれほど大きく成長できた理由の一つは、火星の地殻境界が地球に比べて少ないためだと考えている。^[64] 静止したホットスポットからの溶岩は、何億年もの間、表面の一箇所に蓄積することができた。

科学者は火星の表面で活火山の噴火を記録したことはありません。^[65 ]過去10年間の熱の痕跡と表面の変化の調査では、活火山活動の証拠は得られませんでした。^[66]

2012年10月17日、火星探査車キュリオシティは「ロックネスト」で火星の土壌のX線回折分析を初めて実施した。探査車のCheMin分析装置による結果では、長石、輝石、カンラン石を含むいくつかの鉱物の存在が明らかになり、サンプル中の火星の土壌はハワイの火山の「風化した玄武岩質土壌」に似ていることが示唆された。^[63] 2015年7月、同じ探査車はゲールクレーターの岩石サンプルでトリディマイトを特定し、科学者は、珪質火山活動が火星の火山史においてこれまで考えられていたよりもはるかに大きな役割を果たしてきた可能性があると結論付けた。^[67]

火星の歴史の様々な時点で、特に古代の火星では、水の流れは火星の表面で一般的だったようです。^[68]これらの流れの多くは表面を削り、谷のネットワークを形成し、堆積物を生成しました。この堆積物は、扇状地、蛇行した水路、デルタ、湖、そしておそらくは海洋を含む多種多様な湿潤環境に再堆積しました。 ^{[69] [70] [71]}堆積と輸送のプロセスは重力に関連しています。重力、および粒径分布から推測される水のフラックスと流速の関連する違いにより、火星の地形は異なる環境条件によって形成されました。^[72]ただし、古代の火星の水の量を推定する方法は他にもあります（「火星の水」を参照）。地下水は、風成堆積物のセメント化や、粘土、硫酸塩、ヘマタイトを含む多種多様な堆積性鉱物の形成と輸送に関係していると考えられています。^[73]

表面が乾燥していた頃は、風が地形形成の大きな要因となっていた。メガリップルや砂丘のような風で運ばれた砂岩は、現代の火星の表面に非常に多く見られ、オポチュニティは横断中に豊富な風成砂岩を記録した。 ^[74] ジェイク・マティエビッチ（岩石）のような風成岩は、火星表面のもう一つの風成地形である。^[75]

火星には、氷河堆積物、温泉、乾燥土砂移動堆積物（特に地滑り）、極低温物質および周氷河物質など、多種多様な堆積相が局所的に存在しています。^[69]古代の川の証拠、^[76]湖、^{[77] [78]}砂丘地帯^{[79] [80] [81]}はすべて、メリディアニ平原とゲールクレーターの探査車によって保存された地層で観察されています。

ある研究者グループは、火星の地層の一部は、多くの場所、特にクレーター内部で地下水が地表に上昇したために形成されたと提唱した。この理論によれば、溶解した鉱物を含んだ地下水がクレーター内および後にその周囲で地表に現れ、鉱物（特に硫酸塩）を加え、堆積物を固めることで地層の形成を助けたという。この仮説は、地下水モデルと広範囲で発見された硫酸塩によって裏付けられている。^{[82] [83]}当初、科学者らはオポチュニティ・ローバーで地表の物質を調査することで、地下水が繰り返し上昇し硫酸塩を堆積したことを発見した。^{[73] [84] [85] [86] [87]その後、}マーズ・リコネッサンス・オービター搭載機器による研究では、アラビアを含む広い地域で同じ種類の物質が存在することが示された。^[88]

2008年2月19日、火星探査機HiRISEカメラが撮影した画像には、700メートル（2,300フィート）の高さの崖から細かい氷、塵、大きな塊と思われる破片が落下する壮大な雪崩が写っていた。雪崩の証拠として、その後崖から舞い上がった塵の雲が含まれていた。^[89]このような地質学的現象は、斜面の縞模様として知られる地質学的パターンの原因であると理論づけられている。

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  火星探査機マーズ・リコネッサンス・オービターが撮影した、2008 年 2 月 19 日の火星雪崩の画像。
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  雪崩のクローズアップショット。
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  高さ700メートル（2,300フィート）の崖の上に塵の雲が立ち上ります。
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  スケール付きの写真は雪崩の大きさを示しています。

NASAの科学者たちは、オデッセイ宇宙船から送られてきた写真を調べて、火星のアルシア山の斜面に7つの洞窟を発見した。この洞窟の入り口は幅100～252メートル（328～827フィート）で、深さは少なくとも73～96メートル（240～315フィート）あると考えられている。下の画像を参照。洞窟は非公式に（A）デナ、（B）クロエ、（C）ウェンディ、（D）アニー、（E）アビー（左）とニッキ、（F）ジーンと名付けられている。デナの底は観察され、深さ130メートルであることが判明した。^[90]さらに調査したところ、これらは必ずしも溶岩洞の「天窓」ではないことが示唆された。^[91]画像の再検討により、さらに深い洞窟が発見された。^{[92]最近、} USGS天体地質学科学センターによって、タルシス山脈にある1,000以上の火星洞窟候補のグローバルデータベース（MG C ³ ）が開発されました。^{[93] 2021年には、科学者たちは}機械学習アルゴリズムを適用して、MG C ³データベースを火星の表面全体に拡張しています。^[94]

火星の人類探検家は溶岩洞を避難所として利用できるかもしれないと示唆されている。洞窟は、火星の表面に降り注ぐ微小隕石、紫外線、太陽フレア、高エネルギー粒子から身を守ることができる唯一の自然構造物かもしれない。 ^[95]これらの特徴により、長期間にわたる生物学的特徴の保存が強化され、洞窟は地球外生命の証拠を探す上で魅力的な宇宙生物学のターゲットになる可能性がある。^{[96] [97] [98]}

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  火星探査機マーズ・リコネッサンス・オービターが撮影した火星の洞窟（「ジャンヌ」）。
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  HiRISEによる Jeanne のクローズアップ。シャフトの東壁の午後の照明を示しています。
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  火星の洞窟の入り口のTHEMIS画像。
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  タルシス山脈の 1,000 以上の洞窟の入り口の地図

火星の一部の地域には、かつては窪地だった小川などの地形が今では地表より上に出ている、反転した地形が見られる。低地には大きな岩石などの物質が堆積したと考えられている。その後、風食によって表層の多くが除去されたが、より耐性のある堆積物が残った。反転した地形ができる他の方法としては、川床を流れる溶岩や、水に溶けた鉱物によって物質が固められることが考えられる。地球上では、シリカによって固められた物質は、あらゆる種類の浸食力に対して非常に耐性がある。地球上の反転した水路の例は、ユタ州グリーンリバー近くのシーダーマウンテン層で見つかっている。小川の形をした反転した地形は、過去に火星の表面に水が流れていたことを示すさらなる証拠である。^[99]小川の形をした反転した地形は、反転した水路が形成された当時の気候が今と異なり、はるかに湿潤であったことを示唆している。

2010年に発表された論文では、多数の科学者が、過去に水が存在したことを示す逆転した水路と鉱物の存在を理由に、宮本クレーターで生命を探索するという考えを支持した。^[100]

火星のさまざまな部分の反転レリーフの例の画像を以下に示します。

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  マーズ・グローバル・サーベイヤーが撮影した、ジュベンタエ・カズマ付近の逆転した川。これらの川は尾根の頂上から始まり、合流します。
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  シルティス・マヨール四角形内の多数の分岐を持つ逆水路。
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  HiRISEが捉えた、シルティス・マジョール四角形内のアントニアディ・クレーターの反転した水路。
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  HiRISE が捉えた、マルガリティファー洞四角形内の宮本クレーターの反転チャネル。

• カー、マイケル（2006年）。『火星の表面』ケンブリッジ、イギリス：ケンブリッジ大学出版局。ISBN 0-521-87201-4。
• ハートマン、W. (2003)。『火星旅行者ガイド：赤い惑星の神秘的な風景』ニューヨーク：ワークマン出版。ISBN 978-0-7611-2606-5。

• 火星 - 地質図 ( USGS、2014) (オリジナル /クロップ/フル/ ビデオ (00:56))。
• 火星 - 地質図 ( USGS、1978)。
• 高度100メートルで火星上空を飛行するアニメーション
• 火星の斜め衝突複合体（シリア平原とシナイ平原）
• 良好な画像、距離、標高を表示/NASA