Aonia Terra - Aonia Terra - Wikipedia
Aonia Terra je oblast na jihu polokoule planety Mars. Je pojmenována po a klasická funkce albedo Aonia,[1] který byl pojmenován po starořecké oblasti Aonia.
Je zaměřen na 60 ° j. Š 97 ° Z / 60 ° J 97 ° Z a ujede 3900 km v nejširším rozsahu. Pokrývá zeměpisné šířky 30 až 81 jih a zeměpisné šířky 60 až 163 W.[2] Aonia Terra leží v Phaethontis, Thaumasia a Australe čtyřúhelníky Marsu. Aonia Terra je hornatá oblast, která se vyznačuje masivností kráter včetně velkého Lowellův kráter V části regionu jsou malé krátery, v rovinatých oblastech Thaumasia Fossae a v částech jižní oblasti. Objekt je ohraničen Terra siréna v rozsahu Icaria Fossae na severozápad vysočinská oblast, která zahrnuje Claritas a Coracis Fossae stejně jako Warrego Valles směrem na sever, Argyre Planitia na východ a Cavi Angusti, Australe Scopuli a Australe Planum na jih.
Zeměpis
Oblast se skládá z několika rovin včetně Aonia, Icaria, Parva a většina z Bosporos stejně jako na západ od Argentea Planum. Mezi další funkce patří Aonia Mons, Aonia Tholus a Phrixi Rupes.
Dějiny
Teleskopické snímky byly pořízeny v polovině 19. století. Bylo by to známé jako Aonius Sinus, jedno z hlavních jmen Schiaparelli a bylo považováno za zátoku Mare Australe. To hraničilo s Phaethontis, Icaria a Thaumasia Felix. Aonius Sinus se stal oficiálním názvem IAU v roce 1958. První snímek oblasti pořídil v roce 1967 Mariner 4 a byly rozmazané a ti, kteří byli vzati na východě, neměli žádné podrobnosti. Zbývající detailní snímky byly nakonec pořízeny Mariner 9 v letech 1971 a 1972. další snímky pořídila Vikingské orbitery později v 70. letech. Název hlavního rysu nebyl pojmenován, dokud se Aonius Sinus nestal Aonia Terra v roce 1979. Od roku 2018 je to jedna ze čtyř funkcí pojmenovaných po Aoniovi.
Krátery
Seznam kráterů
Následuje seznam kráterů v Aonia Terra. Centrální poloha kráteru je funkce, krátery, že její centrální poloha je v jiné funkci, jsou uvedeny podle východní, západní, severní nebo jižní části.
Marťanské vpusti
Aonia Terra je místem mnoha Marťanské vpusti to může být způsobeno nedávnou tekoucí vodou. Některé se nacházejí v mnoha kráterech poblíž velkých kráterů Lowell, Douglass a Ross.[3] Vpusti se vyskytují na strmých svazích, zejména na stěnách kráterů. Předpokládá se, že vpusti jsou relativně mladí, protože mají jen málo kráterů, pokud vůbec nějaké. Leží navíc na písečných dunách, které jsou samy považovány za docela mladé. Obvykle má každá rokle výklenek, kanál a zástěru. Některé studie zjistily, že rokle se vyskytují na svazích, které směřují všemi směry,[4] jiní zjistili, že větší počet vpustí se nachází na svazích směřujících k pólu, zejména od 30-44 j.[5]
Ačkoli bylo předloženo mnoho nápadů k jejich vysvětlení,[6] nejoblíbenější zahrnují kapalnou vodu pocházející z vodonosná vrstva, od tání na základně staré ledovce, nebo z tání ledu v zemi, když bylo teplejší podnebí.[7][8] Kvůli dobré možnosti, že se na jejich tvorbě podílela kapalná voda a že mohou být velmi mladí, jsou vědci nadšení. Možná jsou rokle tam, kam bychom měli jít, abychom našli život.
Existují důkazy pro všechny tři teorie. Většina hlav odtokových výklenků se vyskytuje na stejné úrovni, jak by se dalo očekávat vodonosná vrstva. Různá měření a výpočty ukazují, že kapalná voda by mohla existovat ve vodonosných vrstvách v obvyklých hloubkách, kde začínají vpusti.[9] Jednou z variant tohoto modelu je, že stoupá horko magma mohl roztát led v zemi a způsobit proudění vody do zvodnělých vrstev. Vodonosné vrstvy jsou vrstva, která umožňuje průtok vody. Mohou se skládat z porézního pískovce. Vrstva zvodnělé vrstvy by byla posazena na další vrstvu, která brání tomu, aby voda stékala (z geologického hlediska by se tomu říkalo nepropustné). Protože je zabráněno tomu, aby voda ve vodonosné vrstvě klesala, jediný směr, kterým může zachycená voda proudit, je vodorovný. Nakonec mohla voda vytéct na povrch, když aquifer dosáhne zlomu - jako stěna kráteru. Výsledný tok vody by mohl narušit zeď a vytvořit vpusti.[10] Podvodní vrstvy jsou na Zemi zcela běžné. Dobrým příkladem je „Weeping Rock“ Národní park Zion Utah.[11]
Pokud jde o další teorii, velká část povrchu Marsu je pokryta tlustým hladkým pláštěm, o kterém se předpokládá, že je směsí ledu a prachu.[12][13][14] Tento ledově bohatý plášť, několik metrů silný, vyhlazuje zemi, ale místy má hrbolatou strukturu připomínající povrch basketbalu. Plášť může být jako ledovec a za určitých podmínek by se led, který je smíchán s pláštěm, mohl roztavit a stékat po svazích a vytvářet vpusti.[15][16] Protože na tomto plášti je několik kráterů, je plášť relativně mladý. Plášť bohatý na led může být výsledkem klimatických změn.[17] Změny na oběžné dráze a sklonu Marsu způsobují významné změny v distribuci vodního ledu z polárních oblastí až do zeměpisných šířek ekvivalentních Texasu. V určitých klimatických obdobích opouští vodní pára polární led a vstupuje do atmosféry. Voda se vrací na zem v nižších zeměpisných šířkách jako nánosy mrazu nebo sněhu, které jsou velkoryse smíšeny s prachem. Atmosféra Marsu obsahuje velké množství jemných prachových částic. Vodní pára bude na částicích kondenzovat a poté v důsledku další hmotnosti vodního povlaku spadne na zem. Když je Mars v největším sklonu nebo šikmosti, mohly být z letní ledové čepičky odstraněny až 2 cm ledu a uloženy ve středních zeměpisných šířkách. Tento pohyb vody mohl trvat několik tisíc let a vytvořit vrstvu sněhu tlustou až asi 10 metrů.[18][19] Když se led v horní části plášťové vrstvy vrací zpět do atmosféry, zanechává za sebou prach, který izoluje zbývající led.[20] Měření nadmořských výšek a sklonů vpustí podporuje myšlenku, že sněhové pokrývky nebo ledovce jsou spojeny s vpusti. Strmější svahy mají více stínu, který by chránil sníh.[5]
Vyšší nadmořské výšky mají mnohem méně vpustí, protože led by měl tendenci sublimovat více v řídkém vzduchu vyšší nadmořské výšky.[21]
Třetí teorie je možná možná, protože změny klimatu mohou stačit k tomu, aby se led v zemi jednoduše rozpustil a vytvořil tak vpusti. Během teplejšího podnebí se prvních několik metrů půdy mohlo roztát a vytvořit „tok trosek“ podobný těm na suchém a chladném východním pobřeží Grónska.[22] Jelikož se vpusti vyskytují na strmých svazích, je pro zahájení toku zapotřebí pouze malé snížení smykové pevnosti půdních částic. Malé množství kapalné vody z roztaveného mletého ledu by mohlo stačit.[23][24] Výpočty ukazují, že třetinu mm odtoku lze vyrobit každý den po dobu 50 dnů každého marťanského roku, a to i za současných podmínek.[25]
Odmrazování
Jak se teplota ohřívá a na jaře je k dispozici více slunečního světla, mráz začíná mizet. Vyskytují se v jižní části oblasti, která je rovněž zahrnuta do čtyřúhelníku Mare Australe (např. Heaviside a Stoney. Tento proces začíná výskytem tmavých skvrn. V době, kdy teplota stoupne na bod tání vodního ledu, je veškerý led pryč. Tento proces byl nejprve následován opakovanými snímky Mars Global Surveyor.[26] S mnohem větším rozlišením HiRISE bylo vidět, že mnoho spotů má tvar fanoušků.[Citace je zapotřebí ]
Viz také
Reference
- ^ „Místopisný člen planetární nomenklatury | Aonia Terra“. usgs.gov. Mezinárodní astronomická unie. Citováno 12. června 2018.
- ^ http://www.itouchmap.com/?r=marsfeatures&z=7238
- ^ Americké ministerstvo vnitra USA Geologický průzkum, topografická mapa východní oblasti Marsu M 15M 0/270 2AT, 1991
- ^ Edgett, K. S .; Malin, M. C .; Williams, R. M. E .; Davis, S. D. (březen 2003). „Marťanské vpusti v polárních a středních šířkách: Pohled z MOC MGS po 2 letech Marsu na mapovací dráze“. Konference o lunární a planetární vědě: 1038. Bibcode:2003LPI .... 34.1038E.
- ^ A b Dickson, James L .; Head, James W .; Kreslavsky, Michail (červen 2007). „Marťanské vpusti v jižních středních zeměpisných šířkách Marsu: Důkazy o klimaticky řízené tvorbě mladých fluviálních útvarů na základě místní a globální topografie“. Icarus. 188 (2): 315–323. doi:10.1016 / j.icarus.2006.11.020.
- ^ http://www.psrd.hawaii.edu/Aug03/MartianGullies.html[úplná citace nutná ]
- ^ Heldmann, Jennifer L; Mellon, Michael T (duben 2004). „Pozorování marťanských vpustí a omezení mechanismů formování potenciálu“ (PDF). Icarus. 168 (2): 285–304. doi:10.1016 / j.icarus.2003.11.024.
- ^ Zapomeňte na Françoise; Costard, François; Lognonné, Philippe (2008). Planet Mars: Story of Another World. Praxe. ISBN 978-0-387-48925-4.[stránka potřebná ]
- ^ Heldmann, Jennifer L; Mellon, Michael T (duben 2004). „Pozorování marťanských vpustí a omezení mechanismů formování potenciálu“. Icarus. 168 (2): 285–304. Bibcode:2004Icar..168..285H. doi:10.1016 / j.icarus.2003.11.024.
- ^ David, Leonard (12. listopadu 2004). „Marsové vpusti pravděpodobně vytvořené podzemními vodonosnými vrstvami“. ProfoundSpace.org.
- ^ Harris, Ann G; Tuttle, Esther; Tuttle, Sherwood D (1990). Geologie národních parků. Kendall / Hunt. OCLC 904009255.[stránka potřebná ]
- ^ Malin, Michael C .; Edgett, Kenneth S. (25. října 2001). „Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: Meziplanetární plavba primární misí“ (PDF). Journal of Geophysical Research: Planets. 106 (E10): 23429–23570. doi:10.1029 / 2000JE001455.
- ^ Hořčice, John F .; Cooper, Christopher D .; Rifkin, Moses K. (červenec 2001). „Důkazy o nedávných změnách klimatu na Marsu z identifikace mladistvého přízemního ledu na povrchu“. Příroda. 412 (6845): 411–414. doi:10.1038/35086515.
- ^ Carr, Michael H. (25. října 2001). "Mars Global Surveyor Observations of Martian Fretted Terrain". Journal of Geophysical Research: Planets. 106 (E10): 23571–23593. doi:10.1029 / 2000JE001316.
- ^ David, Leonard (14. listopadu 2006). „Marťanské vpusti by mohly být vědeckými zlatými doly“. MSNBC. ProfoundSpace.org.
- ^ Head, J. W .; Marchant, D. R .; Kreslavsky, M. A. (25. srpna 2008). „Formace vpustí na Marsu: Souvislost s nedávnou historií klimatu a slunečními mikroprostředími implikuje vznik toku povrchové vody“. Sborník Národní akademie věd. 105 (36): 13258–13263. doi:10.1073 / pnas.0803760105.
- ^ Thompson, Andrea (25. srpna 2008). "Tání ledovců vytesaných Marsových vpustí". ProfoundSpace.org.
- ^ Jakosky, Bruce M .; Carr, Michael H. (červen 1985). „Možné srážení ledu v nízkých zeměpisných šířkách Marsu během období vysoké šikmosti“ (PDF). Příroda. 315 (6020): 559–561. doi:10.1038 / 315559a0.
- ^ Jakosky, Bruce M .; Henderson, Bradley G .; Mellon, Michael T. (1995). "Chaotická šikmost a povaha marťanského podnebí". Journal of Geophysical Research. 100 (E1): 1579. doi:10.1029 / 94JE02801.
- ^ „Mars může vzniknout z doby ledové“ (Tisková zpráva). Laboratoř NASA / Jet Propulsion Laboratory. 18. prosince 2003. Citováno 18. července 2020.
- ^ Hecht, M (duben 2002). „Metastabilita kapalné vody na Marsu“ (PDF). Icarus. 156 (2): 373–386. doi:10.1006 / icar.2001.6794.
- ^ Peulvast, Jean-Pierre; Bétard, François; de Oliveira Magalhães, Alexsandra (18. května 2011). „Scarp morfologie a identifikace masových pohybů ve velkém měřítku v tropických náhorních plošinách: východní povodí Araripe (Ceará, Brazílie)“. Géomorphologie. 17 (1): 33–52. doi:10,4000 / geomorphologie.8800.
- ^ Costard, F .; Zapomeň, F .; Mangold, N .; Mercier, D .; Peulvast, J. P. (březen 2001). „Debris Flows on Mars: Analogy with Terrestrial Periglacial Environment and Climatic Implications“. Konference o lunární a planetární vědě: 1534. Bibcode:2001LPI .... 32.1534C.
- ^ http://www.spaceref.com:16090/news/viewpr.html?pid=7124[trvalý mrtvý odkaz ],
- ^ Clow, Gary D. (říjen 1987). "Tvorba kapalné vody na Marsu roztavením prašného sněhu". Icarus. 72 (1): 95–127. doi:10.1016/0019-1035(87)90123-0.
- ^ https://mars.jpl.nasa.gov/mgs/msss/camera/images/dune_defrost_6_2001/[úplná citace nutná ]
Doporučené čtení
- Grotzinger, John P .; Milliken, Ralph Edward (2012). Sedimentární geologie Marsu. Společnost pro sedimentární geologii. ISBN 978-1-56576-313-5.
- Lorenz, Ralph D. (2014). „The Dune Whisperers“ (PDF). Planetární zpráva. 34 (1): 8–14.
- Lorenz, Ralph D .; Zimbelman, James R. (2014). Světy dun: Jak navátý písek formuje planetární krajiny. Springer Science & Business Media. ISBN 978-3-540-89725-5.
externí odkazy
Média související s Aonia Terra na Wikimedia Commons
Média související s 