Amazonský čtyřúhelník - Amazonis quadrangle

Amazonis čtyřúhelník
USGS-Mars-MC-8-AmazonisRegion-mola.png
Mapa amazonského čtyřúhelníku z Laserový výškoměr Mars Orbiter (MOLA) data. Nejvyšší nadmořské výšky jsou červené a nejnižší modré.
Souřadnice15 ° 00 'severní šířky 157 ° 30 ′ západní délky / 15 ° severní šířky 157,5 ° západní délky / 15; -157.5Souřadnice: 15 ° 00 'severní šířky 157 ° 30 ′ západní délky / 15 ° severní šířky 157,5 ° západní délky / 15; -157.5
Obrázek čtyřúhelníku Amazonis (MC-8). Střední část obsahuje Amazonis Planitia a východní část zahrnuje západní křídlo největší známé sopky v Sluneční Soustava, Olympus Mons.

The Amazonis čtyřúhelník je jednou z řady 30 čtyřúhelníkových map Marsu používá Geologický průzkum Spojených států (USGS) Astrogeologický výzkumný program. Amazonský čtyřúhelník je také označován jako MC-8 (Mars Chart-8).[1]

Čtyřúhelník pokrývá oblast od 135 ° do 180 ° západní délky a 0 ° až 30 ° severní šířky Mars. Amazonský čtyřúhelník obsahuje oblast zvanou Amazonis Planitia. Tato oblast je považována za jednu z nejmladších částí Marsu, protože má velmi nízkou hustotu kráterů. Po této oblasti je pojmenováno období Amazonie. Tento čtyřúhelník obsahuje speciální neobvyklé funkce zvané Formace Medusae Fossae a Sulci.

Formace Medusae Fossae

Hlavní článek: Formace Medusae Fossae

Amazonský čtyřúhelník je pro vědce velkým zájmem, protože obsahuje velkou část formace zvané Formace Medusae Fossae. Jedná se o měkké, snadno erodované ložisko, které se táhne téměř 1 000 km podél rovníku Marsu. Povrch formace byl erodován větrem do řady lineárních hřebenů zvaných yardangs. 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,[2] a byl s největší pravděpodobností vytvořen usazením větrem vháněného prachu nebo sopečného popela. Pomocí globálního klimatického modelu skupina vědců vedená Laurou Kerberovou zjistila, že formace Medusae Fossae mohla být snadno vytvořena z popela ze sopek Apollinaris Mons, Arsia Mons, a možná Pavonis Mons.[3] Dalším důkazem jemnozrnného složení je, že oblast neposkytuje téměř žádný radarový návrat. Z tohoto důvodu se tomu říká „tajná“ oblast.[4] Vrstvy jsou vidět v částech formace. Obrázky z kosmických lodí ukazují, že mají různé stupně tvrdosti pravděpodobně kvůli významným změnám ve fyzikálních vlastnostech, složení, velikosti částic a / nebo cementaci. V celé oblasti je vidět jen velmi málo kráterů, takže povrch je relativně mladý.[5] Vědci zjistili, že téměř veškerý prach, který pokrývá vše a je v atmosféře, má původ ve formaci Medusae Fossae.[6] Ukazuje se, že chemické prvky (síra a chlor) v této formaci, v atmosféře a pokrývající povrch, jsou stejné. Množství prachu na Marsu je dostatečné k vytvoření 2 až 12 metrů silné vrstvy po celé planetě.[7][8] Vzhledem k tomu, že ve formaci Medusae Fossae je relativně málo depozičních znaků, většina erodovaných materiálů je pravděpodobně dostatečně malá na to, aby mohly být suspendovány v atmosféře a přepravovány na dlouhé vzdálenosti.[9]

Analýza údajů z 2001 Mars Odyssey Neutronový spektrometr odhalil, že části formace Medusae Fossae obsahují vodu.[10]

  • Formace Medusae Fossae a jeho umístění ve vztahu k Olympus Mons, jak to vidí THEMIS.

  • Náhorní plošina složená z materiálů Medusae Fossae a hlávek bez kořenů, jak je vidět HiRISE

  • Yardangs ve formaci Medusae Fossae, jak je vidět pod HiRISE pod Program HiWish.

  • Yardangs, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish Poloha je blízko Gordii Dorsum v amazonském čtyřúhelníku. Tyto yardangy jsou v horním členu formace Medusae Fossae.

  • Yardangs, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish Poloha je blízko Gordii Dorsum v amazonském čtyřúhelníku. Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrázku.

  • Yardangs, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish Poloha je blízko Gordii Dorsum v amazonském čtyřúhelníku. Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrázku.

  • Yardangy poblíž kráteru, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish Poloha je v amazonském čtyřúhelníku.

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

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

  • Zavřít, barevný pohled na yardangs, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish Box zobrazuje velikost fotbalového hřiště.

Sulci

Od základny se táhne velmi členitý terén Olympus Mons. Jmenuje se Lycus Sulci. Sulci je latinský výraz pro brázdy na povrchu mozku, takže Lycus Sulci má mnoho brázd nebo rýh. Brázdy jsou obrovské - až do hloubky celého kilometru.[11] Bylo by nesmírně obtížné projít přes něj nebo tam přistát s vesmírnou lodí. Obrázek této oblasti je uveden níže.

  • Sulci in Amazonis, jak to vidí THEMIS. „Sulci“ v jazyce geografie Marsu znamená brázdu, jako brázdu na povrchu mozku. Tento Sulci pocházel z bazálního srázu Olympus Mons

  • Lycus Sulci, jak to vidí HiRISE. Kliknutím na obrázek získáte lepší přehled Dark Slope Pruhy.

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

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

Sloupové spojování

Hlavní článek: Sloupové spojování

Lávové proudy někdy chladnou a vytvářejí velké skupiny více či méně stejně velkých sloupců.[12] Rozlišení obrázků HiRISE je takové, že sloupce byly v roce 2009 nalezeny na různých místech.

Krátery

Impaktní krátery obecně mají okraj s ejectou kolem sebe, na rozdíl od sopečných kráterů obvykle nemají okraj nebo ejecta vklady. Jak se krátery zvětšují (průměr větší než 10 km), obvykle mají centrální vrchol.[13] Vrchol je způsoben odrazem podlahy kráteru po nárazu.[14] Krátery někdy zobrazují vrstvy. Vzhledem k tomu, že srážka, která vytváří kráter, je jako silná exploze, jsou kameny z hlubokého podzemí házeny na povrch. Krátery nám tedy mohou ukázat, co leží hluboko pod povrchem.

Čerstvý asteroid dopad na Mars 3 ° 20 'severní šířky 219 ° 23 'východní délky / 3,34 ° N 219,38 ° E / 3.34; 219.38 - před/ 27. března a po/ 28. března 2012 (MRO ).[15]

A podstavec kráter je kráter s jeho ejectou sedí nad okolním terénem a vytváří tak vyvýšenou plošinu. Vznikají, když impaktní kráter vysune materiál, který tvoří vrstvu odolnou proti erozi, čímž chrání bezprostřední oblast před erozí. V důsledku tohoto tvrdého pokrytí se kráter a jeho ejecta zvýší, protože eroze odstraní měkčí materiál za ejectou. Některé podstavce byly přesně naměřeny na stovky metrů nad okolní oblastí. To znamená, že stovky metrů materiálu byly rozrušeny. Krátery na podstavcích byly poprvé pozorovány během Námořník mise.[16][17][18]

Výzkum publikovaný v časopise Icarus našel v kráteru Tooting jámy, které jsou způsobeny horkým ejectem padajícím na zem obsahující led. Jámy jsou vytvářeny teplem vytvářející párou, která vytéká ze skupin jám současně, a tím odfukuje z vyhazovače jámy.[19][20]

  • Kráter podstavce v Amazonis s Dark Slope Streaks, jak to vidí HiRISE.

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

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

  • Krátery podstavců se tvoří, když ejecta před nárazy chrání podkladový materiál před erozí. V důsledku tohoto procesu se krátery objevují posazené nad jejich okolím.

  • Výkres ukazuje pozdější představu o tom, jak se tvoří některé krátery podstavců. Při tomto způsobu myšlení dopadající střela přejde do vrstvy bohaté na led - ale už ne. Teplo a vítr z nárazu zpevňují povrch proti erozi. Tohoto vytvrzení lze dosáhnout roztavením ledu, který produkuje solný / minerální roztok, čímž se cementuje povrch.

  • Zeď Tooting Crater, jak to vidí HiRISE

  • Kráter Pettit ráfek, jak to vidí HiRISE

  • Nicholsonova hromada s tmavými pruhy, jak to viděla HiRISE

Lineární hřebenové sítě

Lineární hřebenové sítě se nacházejí na různých místech na Marsu v kráterech a kolem nich.[21] 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 erodován a zanechal za sebou tvrdé hřebeny. Protože se hřebeny vyskytují v místech s jílem, mohly by tyto útvary sloužit jako značka pro jíl, který k jeho tvorbě vyžaduje vodu.[22][23][24] 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

  • Detail vrstev a hřebenů, jak je vidět v HiRISE v rámci HiWish programu

  • 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 programu HiWish

  • 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.

  • Bližší pohled na kontakt mezi hřebenovou sítí a překrývající se vrstvou, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish

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

Dark Slope Pruhy

Tmavé pruhy svahu jsou úzké, lavina podobné rysy běžné na prachem pokrytých svazích v rovníkové oblasti Mars.[25] Tvoří se relativně strmě terén, například spolu srázy a kráter stěny.[26] Ačkoli poprvé rozpoznán v Viking Orbiter obrázky z konce 70. let,[27][28] tmavé pruhy svahu nebyly podrobně studovány, dokud nebyly snímky z Mars Global Surveyor (MGS) a Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) kosmická loď byla k dispozici na konci 90. a 2000. let.[29][30]

Fyzikální proces, který produkuje tmavé pruhy svahu, je stále nejistý. Jsou s největší pravděpodobností způsobeny hromadný pohyb sypkého, jemnozrnného materiálu na přetažených svazích (tj. laviny prachu).[31][32] Lavina narušuje a odstraňuje světlou povrchovou vrstvu prachu, aby odhalila tmavší substrát.[33]

  • Tmavé svahové pruhy na vrstvených mesách, jak je vidět v HiRISE v rámci HiWish programu

  • Tmavé svahové pruhy na stolových horách, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish Umístění je čtyřúhelník Amazonis.

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

Výzkum, publikovaný v lednu 2012 v Ikaru, zjistil, že tmavé pruhy byly iniciovány výbuchem vzduchu z meteoritů pohybujících se nadzvukovou rychlostí. Tým vědců vedl vysokoškolák Kaylan Burleigh z Arizonské univerzity. Po spočítání asi 65 000 tmavých pruhů kolem místa dopadu skupiny 5 nových kráterů se objevily vzory. Počet pruhů byl největší blíže místu nárazu. Dopad tedy pravděpodobně nějak způsobil pruhy. Distribuce pruhů také vytvořila vzor se dvěma křídly vyčnívajícími z místa nárazu. Zakřivená křídla připomínala šavle, zakřivené nože. Tento vzorec naznačuje, že interakce výbuchů vzduchu ze skupiny meteoritů dostatečně otřásla prachem, aby spustila laviny prachu, které tvořily mnoho tmavých pruhů. Nejprve se předpokládalo, že otřesy země způsobené nárazem způsobily laviny prachu, ale pokud by tomu tak bylo, tmavé pruhy by byly uspořádány symetricky kolem nárazů, než aby byly koncentrovány do zakřivených tvarů.

Kupa kráterů leží poblíž rovníku 510 mil) jižně od Olympu Mons na typu terénu zvaného formace Medusae Fossae. Formace je pokryta prachem a obsahuje větrem vyřezávané hřebeny zvané yardangs. Tyto yardangy mají strmé svahy silně pokryté prachem, takže když z nárazů dorazil zvukový boom airblastu, prach se začal pohybovat dolů ze svahu. Použití fotografií z Mars Global Surveyor a HiRISE kamera na Mars Reconnaissance Orbiter NASA, vědci zjistili každý rok asi 20 nových dopadů na Mars. Vzhledem k tomu, že kosmická loď zobrazovala Mars téměř nepřetržitě po dobu 14 let, lze novější snímky s podezřením na nedávné krátery porovnat se staršími snímky, aby bylo možné určit, kdy byly krátery vytvořeny. Jelikož byly krátery spatřeny na snímku HiRISE z února 2006, ale nebyly přítomny na snímku Mars Global Surveyor pořízeném v květnu 2004, došlo k dopadu v tomto časovém rámci.

Největší kráter v kupě má průměr asi 22 metrů (72 stop) a je blízko oblasti basketbalového hřiště. Když meteorit cestoval marťanskou atmosférou, pravděpodobně se rozpadl; výsledkem byla těsná skupina kráterů nárazu. Pruhy temných svahů byly po nějakou dobu viditelné a bylo vysvětleno mnoho nápadů. Tento výzkum mohl nakonec tuto záhadu vyřešit.[34][35][36]

  • Obrázek ukazuje shluk kráterů a zakřivené čáry tvořené výbuchem vzduchu z meteoritů. Meteority způsobily výbuch vzduchu, který způsobil laviny prachu na strmých svazích. Obrázek je z HiRISE.

  • Mesa s tmavými pruhy svahu, jak to viděla HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zblízka předchozího obrázku podél hranice světla / tmy. Tmavá čára uprostřed obrázku ukazuje hranici mezi světlou a tmavou oblastí zakřivených čar. Zelené šipky ukazují vysoké oblasti hřebenů. Uvolněný prach se pohyboval po strmých svazích, když cítil úder vzduchu z úderů meteoritů. Obrázek je z HiRISE.

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

  • Zjednodušené tvary a vrstvy, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zjednodušené tvary a vrstvy, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zjednodušené tvary, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Tmavé svahové pruhy, jak je vidět HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zjednodušená funkce, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish

Vrstvy

Hlavní článek: Podzemní voda na Marsu § Vrstvený terén

,

Mnoho míst na Marsu ukazuje kameny uspořádané ve vrstvách. Hornina může vytvářet vrstvy různými způsoby. Sopky, vítr nebo voda mohou vytvářet vrstvy.[37]Podrobnou diskuzi o vrstvení s mnoha příklady Marsu lze najít v Sedimentární geologii Marsu.[38]Někdy jsou vrstvy různých barev. Světelné kameny na Marsu jsou spojovány s hydratovanými minerály sulfáty. The Mars Rover Příležitost zkoumala tyto vrstvy zblízka několika nástroji. Některé vrstvy jsou pravděpodobně tvořeny jemnými částicemi, protože se zdá, že se rozpadají na prach. Ostatní vrstvy se rozpadají na velké balvany, takže jsou pravděpodobně mnohem tvrdší. Čedič, sopečná hornina, se předpokládá ve vrstvách, které tvoří balvany. Čedič byl na Marsu identifikován na mnoha místech. Byly detekovány nástroje na oběžné dráze kosmické lodi jíl (také zvaný fylosilikát ) v některých vrstvách.

Podrobnou diskuzi o vrstvení s mnoha příklady Marsu lze najít v Sedimentární geologii Marsu.[39]

Vrstvy lze tvrdit působením podzemní vody. Marťanská podzemní voda se pravděpodobně pohybovala stovky kilometrů a při tom rozpouští mnoho minerálů ze skály, kterou procházela. Když povrchy podzemní vody v nízkých oblastech obsahují sedimenty, voda se odpařuje v tenké atmosféře a zanechává minerály jako usazeniny nebo cementační prostředky. V důsledku toho nemohly vrstvy prachu později snadno erodovat, protože byly slepeny dohromady.

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

  • Zavřít pohled na vrstvy, jak je vidět HiRISE v programu HiWish.

  • 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

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

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

  • Layered mesas, as seen by HiRISE under HiWish program

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

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

Prachoví ďáblové

Stopy prachu ďábla může být velmi hezká. Jsou způsobeny obřími ďáblovými prachy, kteří odstraňují jasně zbarvený prach z povrchu Marsu; čímž se odhalí tmavá vrstva. Prachoví ďáblové na Marsu byli fotografováni jak ze země, tak vysoko nad oběžnou dráhou. Dokonce odpálili prach ze solárních panelů dvou Roverů na Marsu, čímž výrazně prodloužili jejich užitečnou životnost.[40] Ukázalo se, že se vzor skladeb mění každých několik měsíců.[41] Studie kombinující údaje z Stereo kamera s vysokým rozlišením (HRSC) a Fotoaparát Mars Orbiter (MOC) zjistili, že někteří velcí prachoví ďáblové na Marsu mají průměr 700 metrů (2300 ft) a trvají nejméně 26 minut.[42]

Hlavní článek: Stopy prachu ďábla
Hlavní článek: Prachoví ďáblové

Další obrázky z kvádru Amazonis

  • Mapa amazonského čtyřúhelníku.

  • Yardangs ve formaci Medusae Fossae, jak je vidět pod HiRISE pod Program HiWish.

  • Tartarus Colles kanál, jak to vidí HiRISE. Měřítko je 500 metrů. Kliknutím na obrázek zobrazíte most přes kanál.

  • Olympus Mons scarp, jak to vidí HiRISE. Měřítko je dlouhé 500 metrů.

  • Kanály z Fissure, jak je vidět HiRISE. Trhlina pravděpodobně spustila tekoucí vodu, aby vytvořila kanál. Kanály vypadají o něco lépe ve zvětšeném zobrazení původního obrazu.

  • 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.

  • 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.

Ostatní čtyřúhelníky Marsu

Mars Quad Map
Mars Quad Map
Obrázek výše obsahuje odkazy, na které lze kliknoutKlikací obrázek z 30 kartografických čtyřúhelníky Marsu, definované USGS.[43][44] Čísla čtyřúhelníků (počínaje MC pro „Mars Chart“)[45] a jména odkazují na odpovídající články. Sever je nahoře; 0 ° severní šířky 180 ° Z / 0 ° severní šířky 180 ° západní délky / 0; -180 je zcela vlevo na rovník. Mapové snímky pořídil Mars Global Surveyor.

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. ^ Davies, M.E .; Batson, R.M .; Wu, S.S.C. „Geodézie a kartografie“ v Kieffer, H.H .; Jakosky, B.M .; Snyder, C.W .; Matthews, M.S., Eds. Mars. University of Arizona Press: Tucson, 1992.
  2. ^ Grotzinger, J. a R. Milliken (eds.) 2012. Sedimentární geologie Marsu. SEPM
  3. ^ Kerber L. a kol. 2012. Rozpuštění pyroklastů ze starověkých výbušných sopek na Marsu: důsledky pro drobivé vrstvené usazeniny. Icarus. 219: 358-381.
  4. ^ ISBN  978-0-521-85226-5
  5. ^ http://themis.asu.edu/zoom-20020416a
  6. ^ http://redplanet.asu.edu/?tag=medusae-fossae-formation
  7. ^ https://www.sciencedaily.com/releases/2018/07/180724120854.htm
  8. ^ Lujendra Ojha, Kevin Lewis, Suniti Karunatillake, Mariek Schmidt. Formace Medusae Fossae jako jediný největší zdroj prachu na Marsu. Nature Communications, 2018; 9 (1) DOI: 10.1038 / s41467-018-05291-5
  9. ^ Tanaka, K. L. Usazování prachu a ledu v geologickém záznamu Marsu. Icarus 144, 254–266 (2000).
  10. ^ Wilson, J. a kol. 2018. Rovníkové polohy vody na Marsu: Vylepšené mapy rozlišení založené na datech neutronového spektrometru Mars Odyssey. Ikar: 299, 148-160.
  11. ^ http://themis.asu.edu/zoom-20030606a
  12. ^ http://volcano.oregonstate.edu/columnar-jointing
  13. ^ http://www.lpi.usra.edu/publications/slidesets/stones/
  14. ^ Hugh H. Kieffer (1992). Mars. University of Arizona Press. ISBN  978-0-8165-1257-7. Citováno 7. března 2011.
  15. ^ Webster, Guy; Brown, Dwayne (22. května 2014). „NASA Mars Weathercam pomáhá najít velký nový kráter“. NASA. Citováno 22. května 2014.
  16. ^ http: //hirise.lpl.eduPSP_008508_1870[trvalý mrtvý odkaz ]
  17. ^ Bleacher, J. a S. Sakimoto. Kráterové podstavce, nástroj pro interpretaci geologických dějin a odhad míry eroze. LPSC
  18. ^ http://themis.asu.edu/feature/8
  19. ^ Boyce, J. a kol. 2012. Původ malých jám v impaktních kráterech na Marsu. Icarus. 221: 262-275.
  20. ^ Tornabene, L. a kol. 2012. Rozsáhlé vykopané materiály spojené s krátery na Marsu. Další důkazy o roli cílových těkavých látek během procesu dopadu. Icarus. 220: 348-368.
  21. ^ 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.
  22. ^ 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.
  23. ^ 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.
  24. ^ Mustard et al., 2009. Složení, morfologie a stratigrafie Noachianovy kůry kolem pánve Isidis, J. Geophys. Res., 114, doi: 10.1029 / 2009JE003349.
  25. ^ Chuang, F.C .; Beyer, R.A .; Mosty, N.T. (2010). Modifikace marťanských svahových pruhů Eolianovými procesy. Icarus, 205 154–164.
  26. ^ Schorghofer, N .; Aharonson, O .; Khatiwala, S. (2002). Svahové pruhy na Marsu: korelace s vlastnostmi povrchu a potenciální rolí vody. Geophys. Res. Lett., 29(23), 2126, doi:10.1029 / 2002 GL015889.
  27. ^ Morris, E.C. (1982). Aureole Vklady marťanské sopky Olymp Mons. J. Geophys. Res., 87(B2), 1164–1178.
  28. ^ Ferguson, H.M .; Lucchitta, B.K. (1984). Dark Streaks on Talus Slopes, Mars in Reports of the Planetary Geology Program 1983, NASA Tech. Memo., TM-86246, 188–190. https://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/19840015363_1984015363.pdf.
  29. ^ Sullivan, R. et al. (2001). Maskové svahové pruhy zobrazené kamerou Mars Orbiter. J. Geophys. Res., 106(E10), 23 607–23 633.
  30. ^ Chuang, FC et al. (2007). HiRISE Pozorování svahových pruhů na Marsu. Geophys. Res. Lett., 34 L20204, doi:10.1029 / 2007 GL031111.
  31. ^ Sullivan, R .; Daubar, I .; Fenton, L .; Malin, M .; Veverka, J. (1999). Úvahy o hromadném pohybu pro tmavé svahové pruhy zobrazené kamerou Mars Orbiter. 30. konference o lunární a planetární vědě, abstrakt # 1809. http://www.lpi.usra.edu/meetings/LPSC99/pdf/1809.pdf.
  32. ^ Barlow, 2008, s. 141.
  33. ^ Ferris, J. C .; Dohm, J.M .; Baker, V.R .; Maddock III, T. (2002). Temné svahové pruhy na Marsu: Jsou zapojeny vodní procesy? Geophys. Res. Lett., 29(10), 1490, doi:10.1029 / 2002 GL014936. http://www.agu.org/journals/ABS/2002/2002GL014936.shtml.
  34. ^ Kaylan J. Burleigh, Henry J. Melosh, Livio L. Tornabene, Boris Ivanov, Alfred S. McEwen, Ingrid J. Daubar. Nárazový výbuch vzduchu spouští laviny prachu na Marsu “ Icarus 2012; 217 (1) 194 doi:10.1016 / j.icarus.2011.10.026
  35. ^ http://redplanet.asu.edu/
  36. ^ http://phys.org/news/2011-12-meteorite-shockwaves-trigger-avalanches-mars.html
  37. ^ „HiRISE | Vědecký experiment se zobrazováním ve vysokém rozlišení“. Hirise.lpl.arizona.edu?psp_008437_1750. Citováno 2012-08-04.
  38. ^ Grotzinger, J. a R. Milliken (eds.). 2012. Sedimentární geologie Marsu. SEPM.
  39. ^ Grotzinger, J. a R. Milliken (eds.). 2012. Sedimentární geologie Marsu. SEPM.
  40. ^ Mise Mars Exploration Rover: Obrázky tiskové zprávy: Duch. Marsrovers.jpl.nasa.gov. Citováno dne 7. srpna 2011.
  41. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_005383_1255
  42. ^ Reiss, D. a kol. 2011. Multitemporální pozorování identických aktivních prachových ďáblů na Marsu pomocí stereofonní kamery s vysokým rozlišením (HRSC) a kamery Mars Orbiter (MOC). Icarus. 215: 358-369.
  43. ^ Morton, Oliver (2002). Mapování Marsu: Věda, představivost a zrod světa. New York: Picador USA. str. 98. ISBN  0-312-24551-3.
  44. ^ „Atlas Marsu online“. Ralphaeschliman.com. Citováno 16. prosince 2012.
  45. ^ „PIA03467: Širokoúhlá mapa Marsu MGS MOC“. Photojournal. Laboratoř NASA / Jet Propulsion Laboratory. 16. února 2002. Citováno 16. prosince 2012.

externí odkazy

MC-01 Mare Boreum
(funkce)
MC-02 Diacria
(funkce)		MC-03 Arcadia
(funkce)		MC-04 Acidalium
(funkce)		MC-05 Ismenius Lacus
(funkce)		MC-06 Casius
(funkce)		MC-07 Cebrenia
(funkce)
MC-08 Amazonis
(funkce)		MC-09 Tharsis
(funkce)		MC-10 Lunae Palus
(funkce)		MC-11 Oxia Palus
(funkce)		MC-12 Arábie
(funkce)		MC-13 Syrtis Major
(funkce)		MC-14 Amenthes
(funkce)		MC-15 elysium
(funkce)
MC-16 Memnonia
(funkce)		MC-17 Phoenicis Lacus
(funkce)		MC-18 Coprates
(funkce)		MC-19 Margaritifer Sinus
(funkce)		MC-20 Sinus Sabaeus
(funkce)		MC-21 Iapygia
(funkce)		MC-22 Mare Tyrrhenum
(funkce)		MC-23 Aeolis
(funkce)
MC-24 Phaethontis
(funkce)		MC-25 Thaumasia
(funkce)		MC-26 Argyre
(funkce)		MC-27 Noachis
(funkce)		MC-28 Hellas
(funkce)		MC-29 Eridania
(funkce)
MC-30 Mare Australe
(funkce)