Amazonis Planitia - Amazonis Planitia

Amazonis Planitia
Amazonis planitia topo.jpg
Topografická mapa Amazonis Planitia.

USGS-Mars-AmazonisPlanitia-mola.jpg

MOLA vybarvená reliéfní mapa Amazonis Planitia. Barvy označují nadmořskou výšku, přičemž červená je nejvyšší, žlutá střední a nejnižší zelená / modrá.
Souřadnice24 ° 48 'severní šířky 196 ° 00 'východní délky / 24,8 ° S 196,0 ° V / 24.8; 196.0Souřadnice: 24 ° 48 'severní šířky 196 ° 00 'východní délky / 24,8 ° S 196,0 ° V / 24.8; 196.0

Amazonis Planitia je jednou z nejhladších rovin Mars. Nachází se mezi Tharsis a elysium sopečné provincie na západ od Olympus Mons, v Amazonis a Memnonia čtyřúhelníky, se středem na 24 ° 48 'severní šířky 196 ° 00 'východní délky / 24,8 ° S 196,0 ° V / 24.8; 196.0. Topografie pláně vykazuje extrémně hladké rysy v několika různých délkách měřítka.[1] Velká část Formace Medusae Fossae leží v Amazonis Planitia.

Jeho název je odvozen od jednoho z klasické funkce albedo pozorovali raní astronomové, který byl zase pojmenován po Amazonky, mýtická rasa válečných žen.

Věk a složení

Pouze přibližně 100 milionů let staré, tyto pláně poskytují jedny z mála sedimentární vrstvy bránící pohledu na marťanský terén a velmi se podobá složení Země Island. Tvoří volně tekoucí láva na velkých pláních popsal Amazonis William Hartmann jako „jasná zaprášená sopečná poušť protkaná mnoha čerstvě vypadajícími lávovými proudy“.[2]

Amazonis se stal primárním zaměřením moderních výzkumných snah jak kvůli jeho geologickému složení, tak kvůli relativní mládí ve srovnání s jinými marťanskými regiony, které jsou často o stovky milionů let starší.[3] Hartman píše, že planina velmi připomíná povrch Islandu, s jeho „podivnými pavučinovými sítěmi hřebenů a skalních útvarů [na obou planetách rozdělte] hladší oblasti do vzoru něco jako fragmenty rozbité desky“. Tvary obou pevnin byly formovány lávovými proudy ze sopečných erupcí, které způsobily, že oba povrchy byly pokryty silnou vrstvou ztvrdlé lávy. Nálezy z leteckých záběrů Amazonek i Islandu ukázaly téměř totožné terénní vzorce, což značí srovnávací věk obou regionů.[4]

Celá současná doba na Marsu byla pojmenována Amazonská epocha protože vědci původně (a nesprávně) považovali Amazonis Planitia za zástupce všech marťanských plání. Místo toho si v posledních dvou desetiletích vědci uvědomili, že oblast mládí a extrémně hladký povrch ji ve skutečnosti odlišují od sousedů. Je dokonce možné, že tato oblast měla charakteristické vlastnosti, když byl celý Mars pod vodou.[5]

Ačkoli dosud nebyly stanoveny úplné důsledky mládí Amazonis, povaha oblasti (tj. Nedostatek sedimentární horniny) přinejmenším poskytla výzkumníkům důkaz, že tyto oblasti s největší pravděpodobností poskytnou budoucí objevy, a proto byla jako budoucí místo pro většinu přistání NASA.[6]

Formace Medusae Fossae

The Formace Medusae Fossae je měkké, snadno erodované ložisko, které se táhne téměř 1 000 km podél rovníku Marsu. Povrch formace byl větrem rozrušen do řady lineárních hřebenů zvaných yardangy. Tyto hřebeny obvykle směřují ve směru převládajících větrů, které je vyřezávaly, a demonstrují erozivní sílu marťanských větrů. Snadno erodovaná povaha formace Medusae Fossae naznačuje, že je složena ze slabě slinutých částic,[7]

Lineární hřebenové sítě

Lineární hřebenové sítě se nacházejí na různých místech na Marsu v kráterech a kolem nich.[8] Hřebeny se často objevují jako většinou přímé segmenty, které se protínají mřížovitě. Jsou stovky metrů dlouhé, desítky metrů vysoké a několik metrů široké. Předpokládá se, že dopady vytvořily zlomeniny na povrchu, tyto zlomeniny později fungovaly jako kanály pro tekutiny. Tekutiny stmelily struktury. Postupem času byl okolní materiál rozrušen a zanechal po sobě tvrdé hřebeny. Vzhledem k tomu, že se hřebeny vyskytují na místech s jílem, mohly by tyto útvary sloužit jako značka pro jíl, který pro svůj vznik vyžaduje vodu.[9][10][11] Voda zde mohla podpořit minulý život na těchto místech. Jíl může také uchovávat fosilie nebo jiné stopy minulého života.

  • Úzké hřebeny, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish. Hřebeny mohou být výsledkem nárazů, které rozbijí povrch.

  • Lineární hřebenové sítě, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Detailní pohled na hřebenovou síť, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish Toto je zvětšení předchozího obrázku.

  • Detailní pohled na hřebenovou síť, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish Toto je zvětšení předchozího obrázku.

  • Lineární hřebenové sítě, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Široký pohled na mnohoúhelníkové hřebeny, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Polygonální hřebeny, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Polygonální hřebeny, jak je vidět v HiRISE v rámci HiWish programu

  • Polygonální hřebeny, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zavřít pohled na polygonální hřebeny, jak je vidět v HiRISE v rámci HiWish programu

  • Zavřít, barevný pohled na polygonální hřebeny, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Široký pohled na velkou hřebenovou síť, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zavřít pohled na hřebenovou síť, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish Box zobrazuje velikost fotbalového hřiště.

  • Zavřít, barevný pohled na hřebeny, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

Efektivnější tvary

Když se tekutina přesune o prvek, jako je mohyla, stane se efektivní. Často tekoucí voda vytváří tvar a později se lávové proudy šíří po celém regionu. Na obrázcích níže k tomu došlo.

  • Široký pohled na aerodynamický tvar a rafty lávy, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bližší pohled na předchozí obrázek, zobrazující vrstvy, jak je vidno programem HiRISE v rámci programu HiWish

  • Detailní pohled na lávové rafty z předchozích snímků, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish

  • Efektivnější ostrov v Marte Vallis, jak to vidí HiRISE. Kliknutím na obrázek zobrazíte dobrý přehled Dark Slope Pruhy. Ostrov je jen na západ od Kráter Pettit. Měřítko je dlouhé 500 metrů.

  • Zjednodušený tvar zobrazující vrstvy, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish.

Lávové proudy

  • Lávové proudy ovlivněné překážkami, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish Šipky ukazují dvě překážky, které mění tok.

  • Pohled na lávový lalok, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish Krabice zobrazuje velikost fotbalového hřiště.

  • Pohled zblízka na lávový lalok, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish Krabice zobrazuje velikost fotbalového hřiště.

Tmavé pruhy svahu

Mnoho míst na Mars ukázat tmavé pruhy na strmých svazích, jako kráter stěny. Zdá se, že nejmladší pruhy jsou tmavé a s věkem zesvětlují. Často začínají jako malé úzké místo, poté se rozšiřují a rozšiřují z kopce stovky metrů. Bylo vysvětleno několik nápadů k vysvětlení pruhů. Některé zahrnují voda,[12] nebo dokonce růst organismy.[13][14] Pruhy se objevují v oblastech pokrytých prachem. Velká část marťanského povrchu je pokryta prachem, protože ve víceméně pravidelných intervalech se prach usazuje z atmosféry pokrývající všechno. O tomto prachu toho víme hodně, protože solární panely z Mars rovery zasypat prachem. Síla Roverů byla mnohokrát zachráněna větrem v podobě prachových ďáblů, kteří vyčistili panely a zvýšili sílu. Víme tedy, že prach z atmosféry často padá.[15]

Obecně se uznává, že pruhy představují laviny prachu. V oblastech pokrytých prachem se objevují pruhy. Když je odstraněna tenká vrstva prachu, podkladový povrch se jeví tmavý. Velká část povrchu Marsu je pokryta prachem. Písečné bouře jsou časté, zvláště když jarní období začíná na jižní polokouli. V té době byl Mars o 40% blíže ke slunci. Oběžná dráha Marsu je mnohem eliptičtější než Země. To znamená, že rozdíl mezi nejvzdálenějším bodem od slunce a nejbližším bodem ke slunci je pro Mars velmi velký, ale pro Zemi jen nepatrný. Celá planeta je také každých několik let pohlcena globální prachovou bouří. Když NASA Mariner 9 plavidlo tam dorazilo, skrz prachovou bouři nebylo vidět nic.[16][17] Od té doby byly také pozorovány další globální prachové bouře.

  • Layers in Gordii Dorsum Region, as seen by HiRISE under HiWish program. Tmavé čáry jsou Dark Slope Pruhy.

  • Tmavé svahové pruhy na mesách, jak je viděno HiRISE v rámci HiWish programu Umístění je Amazonský čtyřúhelník.

  • Tmavé svahové pruhy na kopci v Lycus Sulci, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish

Mozkový terén

Mozkový terén je na mnoha místech Marsu běžný. Vzniká, když led sublimuje podél trhlin. Hřebeny mozkového terénu mohou obsahovat jádro ledu. Měření stínů z HiRISE naznačuje, že hřebeny jsou vysoké 4–5 metrů.[18]

  • Široký pohled na terén mozku, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bližší pohled na mozkový terén, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zavřít, barevný pohled na mozkový terén, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish

Další obrázky z Amazonis Planitia

  • Mapa MOLA zobrazující hranice pro Amazonis Planitia a další regiony Barvy označují nadmořské výšky.

  • Marťanský ďábel prachu - v Amazonis Planitia (10. dubna 2001) (taky ) (video (02:19) ).

  • Možné kanály invertovaného proudu v Phlegra Dorsa region, jak je vidět na HiRISE pod Program HiWish. Hřebeny byly pravděpodobně kdysi říčními údolími, která byla plná sedimentů a stmelila se. Takže se otužili proti erozi, která odstranila okolní materiál.

  • Povrchy v kvadrantu Amazonis, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Layered features in Lycus Sulci, as seen by HiRISE under HiWish program

  • Široký pohled na vrstvy zobrazující scarp, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish

  • Zavřít pohled na vrstvy z předchozího obrázku, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish

  • Vrstvy v korytech a tmavé pruhy svahu, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Kráter podstavce s vrstvami, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish

Interaktivní mapa Marsu

Acheron FossaeAcidalia PlanitiaAlba MonsAmazonis PlanitiaAonia PlanitiaArabia TerraArcadia PlanitiaArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumElysium MonsElysium planitiaKráter GaleHadriaca PateraHellas MontesHellas PlanitiaHesperia planumHolden kráterIcaria PlanumIsidis PlanitiaJezero kráterKráter LomonosovLucus PlanumLycus SulciLyotský kráterLunae PlanumMalea planumMaraldi kráterMareotis FossaeMareotis TempeMargaritifer TerraKráter MieKráter MilankovičNepenthes MensaeNereidum MontesNilosyrtis MensaeNoachis TerraOlympica FossaeOlympus MonsPlanum AustralePromethei TerraProtonilus MensaeSirénaSisyphi PlanumSolis PlanumSýrie PlanumTantalus FossaeTempe TerraTerra CimmeriaTerra SabaeaTerra sirénaTharsis MontesTractus CatenaTyrrhen TerraUlysses PateraUranius PateraUtopia PlanitiaValles MarinerisVastitas BorealisXanthe TerraMapa Marsu
Obrázek výše obsahuje odkazy, na které lze kliknoutInteraktivní obrazová mapa z globální topografie Marsu. Vznášet se myš přes obrázek zobrazíte názvy více než 60 významných geografických útvarů a kliknutím na ně odkazujete. Zbarvení základní mapy označuje relativní výšky, na základě údajů z Laserový výškoměr Mars Orbiter na NASA Mars Global Surveyor. Bílé a hnědé označují nejvyšší nadmořské výšky (+12 až +8 km); následované růžovými a červenými (+8 až +3 km); žlutá je 0 km; greeny a blues jsou nižší výšky (až do −8 km). Sekery jsou zeměpisná šířka a zeměpisná délka; Polární oblasti jsou zaznamenány.
(Viz také: Mapa Mars Rovers a Mars Memorial mapa) (Pohled • diskutovat)


Viz také

Reference

  1. ^ E. R. Fuller a J. W. Head, III, „GEOLOGICKÁ HISTORIE NEJHLAŠTĚJŠÍCH PLAINŮ NA MARS (AMAZONIS PLANITIA) A ASTROBIOLOGICKÉ DŮSLEDKY.“ Lunar and Planetary Science XXXIII (2002). URL přístupné 19. dubna 2006.
  2. ^ Hartmann, William. Průvodce cestovatele na Mars: Tajemné krajiny Rudé planety. Workman Publishing: New York, 2003.
  3. ^ Hartmann, 275.
  4. ^ Hartmann, 286.
  5. ^ Fuller, E.R. a J.W. Head III (2002), Amazonis Planitia: Role geologicky nedávného vulkanismu a sedimentace při tvorbě nejhladších plání na Marsu.
  6. ^ Hartmann, 287.
  7. ^ Grotzinger, J. a R. Milliken (eds.) 2012. Sedimentární geologie Marsu. SEPM
  8. ^ Head, J., J. Mustard. 2006. Breccia hráze a poruchy kráterů v impaktních kráterech na Marsu: Eroze a expozice na dně kráteru o průměru 75 km na hranici dichotomie, Meteorit. Planet Science: 41, 1675-1690.
  9. ^ Mangold a kol. 2007. Mineralogie oblasti Nili Fossae s údaji OMEGA / Mars Express: 2. Vodná alterace kůry. J. Geophys. Res., 112, doi: 10.1029 / 2006JE002835.
  10. ^ Mustard et al., 2007. Mineralogie regionu Nili Fossae s údaji OMEGA / Mars Express: 1. Starodávná dopadová tavenina v povodí Isidis a důsledky pro přechod z Noachian do Hesperian, J. Geophys. Res., 112.
  11. ^ Mustard et al., 2009. Složení, morfologie a stratigrafie Noachianovy kůry kolem pánve Isidis, J. Geophys. Res., 114, doi: 10.1029 / 2009JE003349.
  12. ^ http://www.space.com/scienceastronomy/streaks_mars_021200.html[trvalý mrtvý odkaz ]
  13. ^ „Archivovaná kopie“. Archivovány od originál dne 2015-02-21. Citováno 2010-12-19.CS1 maint: archivovaná kopie jako titul (odkaz)
  14. ^ http://www.space.com/scienceastronomy/streaks_mars_streaks_030328.html[trvalý mrtvý odkaz ]
  15. ^ https://www.sciencedaily.com/releases/2009/02/090217101110.htm
  16. ^ ISBN  0-517-00192-6
  17. ^ Hugh H. Kieffer (1992). Mars. University of Arizona Press. ISBN  978-0-8165-1257-7. Citováno 7. března 2011.
  18. ^ Levy, J., J. Head, D. Marchant. 2009. Koncentrická výplň kráteru v Utopii Planitia: Historie a interakce mezi ledovcovým „mozkovým terénem“ a procesy periglaciálního pláště. Icarus 202, 462–476.

externí odkazy