Cebrenia čtyřúhelník - Cebrenia quadrangle

Cebrenia čtyřúhelník
USGS-Mars-MC-7-CebreniaRegion-mola.png
Mapa čtyřúhelníku Cebrenia z Laserový výškoměr Mars Orbiter (MOLA) data. Nejvyšší nadmořské výšky jsou červené a nejnižší modré.
Souřadnice47 ° 30 'severní šířky 210 ° 00 ′ západní délky / 47,5 ° severní šířky 210 ° západní délky / 47.5; -210Souřadnice: 47 ° 30 'severní šířky 210 ° 00 ′ západní délky / 47,5 ° severní šířky 210 ° západní délky / 47.5; -210
EponymZemě Cebrenia poblíž Troy
Obrázek čtyřúhelníku Cebrenia (MC-7). Severozápad obsahuje relativně hladké pláně; jihovýchod obsahuje Hecates Tholus (jedna ze tří sopek štítu Elysium) a Phlegra Montes (hřebenový systém).

The Cebrenia čtyřúhelník je jednou z řady 30 čtyřúhelníkových map Marsu používá Geologický průzkum Spojených států (USGS) Astrogeologický výzkumný program. Čtyřúhelník se nachází v severovýchodní části východní polokoule Marsu a pokrývá 120 ° až 180 ° východní délky (180 ° až 240 ° západní délky) a 30 ° až 65 ° severní šířky. Čtyřúhelník používá a Lambertova konformní kónická projekce v nominálním měřítku 1: 5 000 000 (1: 5 M). Cebrenia čtyřúhelník je také označován jako MC-7 (Mars Chart-7).[1] Zahrnuje část Utopia Planitia a Arcadia Planitia Jižní a severní hranice čtyřúhelníku Cebrenia jsou široké přibližně 3065 km (1905 mi) a 1500 km (930 mi). Vzdálenost od severu k jihu je asi 2050 km (1270 mil) (o něco menší než délka Grónska).[2] Čtyřúhelník pokrývá přibližnou plochu 4,9 milionu čtverečních km nebo něco málo přes 3% povrchu Marsu.[3]

Původ jména

Cebrenia je a teleskopická funkce albedo soustředěný na 50 ° severní šířky a 150 ° východní délky na Marsu. Funkce je pojmenována po Cebrenia, země poblíž starověké Tróje. Jméno bylo schváleno Mezinárodní astronomická unie (IAU) v roce 1958.[4]

Fyziografie a geologie

Výraznými rysy čtyřúhelníku jsou velké krátery Mie a Stokes, a sopka, Hecates Tholus a skupina hor, Phlegra Montes. Tato oblast je z velké části plochá, hladká rovina, takže relativně velké krátery Mie a Stokes opravdu vynikají. Region Galaxias má oblast chaosu, kde se zdá, že se zem zhroutila.

Viking II (část Vikingský program ) přistál poblíž Mie 3. září 1976. Jeho přistávací souřadnice byly 48 ° severní šířky a 226 ° západní délky.[5]

Výsledky mise Viking II

Jak by vypadalo chodit po přistávací ploše

Obloha by byla světle růžová. Špína by také vypadala růžově. Povrch by byl nerovný; půda by se formovala do žlabů. Rozsáhly by se velké kameny. Většina skal má podobnou velikost. Mnoho z hornin by mělo na svých površích malé otvory nebo bubliny způsobené únikem plynu poté, co horniny vyšly na povrch. Některé balvany by kvůli větru vykazovaly erozi. Mnoho hornin se zdálo být posazených, jako by jim vítr odstranil velkou část půdy na jejich základnách.[6][7] V zimě by většinu země pokryl sníh nebo mráz. Bylo by mnoho malých písečných dun, které jsou stále aktivní. Rychlost větru by obvykle byla 7 metrů za sekundu (16 mil za hodinu). Na povrchu půdy by byla tvrdá kůra podobná usazenině zvané caliche, která je běžná na jihozápadě USA. Tyto kůry jsou tvořeny roztoky minerálů pohybujících se nahoru půdou a odpařujících se na povrchu.[8] Vědci v článku v časopise Science ze září 2009 tvrdili, že kdyby Viking II vykopal hlouběji jen čtyři palce, dosáhl by vrstvy téměř čistého ledu.[9][10][11]

Analýza půdy

Obrázek z Marsu pořízený Vikingem 2

Půda připomínala půdu získanou zvětráváním čediče lávy. Testovaná půda obsahovala hojné množství křemík a žehlička, spolu s významným množstvím hořčík, hliník, síra, vápník, a titan. Stopové prvky, stroncium a yttrium, byly zjištěny. Množství draslík byla 5krát nižší než průměr pro zemskou kůru. Některé chemikálie v půdě obsahovaly síru a chlór které byly jako typické sloučeniny, které zůstaly po odpaření mořské vody. Síra byla koncentrovanější v kůře na povrchu půdy než v hromadné půdě pod ní. Síra může být přítomna jako sulfáty z sodík, hořčík, vápník nebo železo. A sulfid železo je také možné.[12] The Spirit Rover a Opportunity Rover oba našli na Marsu sírany.[13] Společnost Opportunity Rover (přistála v roce 2004 s pokročilými přístroji) našla síran hořečnatý a síran vápenatý v Meridiani Planum.[14] Na základě výsledků chemických měření minerální modely naznačují, že půda může být směsí asi 90% bohaté na železo jíl, asi 10% Síran hořečnatý (kieserit ?), asi 5% uhličitan (kalcit ), a asi 5% oxidy železa (hematit, magnetit, goethite ?). Tyto minerály jsou typickými produkty zvětrávání mafic vyvřeliny.[15][16][17] Studie s magnety na palubě přistávacích strojů bylo uvedeno, že půda obsahuje 3 až 7 procent hmotnostních magnetických materiálů. Mohly by to být magnetické chemikálie magnetit a maghemit. Ty by mohly pocházet ze zvětrávání čedič Skála.[18][19] Pokusy provedené Mars Spirit Roverem (přistál v roce 2004) ukázaly, že magnetit by mohl vysvětlit magnetickou povahu prachu a půdy na Marsu. Magnetit byl nalezen v půdě a nejmagnetičtější část půdy byla tmavá. Magnetit je velmi tmavý.[20]

Hledejte život

Viking provedl tři experimenty, aby hledal život. Výsledky byly překvapivé a zajímavé. Většina vědců nyní věří, že údaje byly způsobeny anorganickými chemickými reakcemi půdy, ačkoli několik vědců stále věří, že výsledky byly způsobeny živými reakcemi. V půdě nebyly nalezeny žádné organické chemikálie. Nicméně, suché oblasti Antarktida nemají ani detekovatelné organické sloučeniny, ale mají organismy žijící ve skalách.[21] Mars nemá téměř žádnou ozonovou vrstvu, jako je Země, takže UV světlo povrch sterilizuje a produkuje vysoce reaktivní chemikálie, jako jsou peroxidy, které by oxidovaly jakékoli organické chemikálie.[7] The Phoenix Lander objevil chemickou látku chloristan v Marťanské půdě. Chloristan je silný oxidant, takže mohl zničit všechny organické látky na povrchu.[22] Pokud je na Marsu rozšířený, život na uhlíku by byl na povrchu půdy obtížný.

Světlou součástí je vodní led, který byl vystaven nárazům. Led byl identifikován pomocí CRISM na MRO. Poloha je 55,57 severu a 150,62 východu.

Výzkum, publikovaný v časopise Journal of Geophysical Research v září 2010, navrhl, aby organické sloučeniny byly skutečně přítomny v půdě analyzované jak Vikingem 1, tak 2. Přistávací modul Phoenix Phoenix v roce 2008 detekoval chloristan, který může rozkládat organické sloučeniny. Autoři studie zjistili, že chloristan zničí organické látky při zahřátí a bude produkovat chlormethan a dichlormethan, identické sloučeniny chloru objevené oběma vikingskými landery, když provedli stejné testy na Marsu. Protože chloristan by rozbil jakoukoli marťanskou organickou látku, otázka, zda Viking našel život, je stále dokořán.[23]

Led vystavený v nových kráterech

Působivý výzkum zveřejněný v časopise Science v září 2009,[24] ukázal, že některé nové krátery na Marsu ukazují odkrytý, čistý vodní led. Po nějaké době led zmizí a odpařuje se do atmosféry. Led je hluboký jen několik stop. Led byl potvrzen kompaktním zobrazovacím spektrometrem (CRISM)] na palubě Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Led byl nalezen na celkem 5 místech. Tři z těchto umístění jsou v Cebrenia čtyřúhelníku. Tato umístění jsou 55 ° 34 'severní šířky 150 ° 37 'východní délky / 55,57 ° N 150,62 ° E / 55.57; 150.62, 43 ° 17 'severní šířky 176 ° 54 'východní délky / 43,28 ° S 176,9 ° V / 43.28; 176.9 a 45 ° 00 'severní šířky 164 ° 30 'východní délky / 45 ° severní šířky 164,5 ° východní délky / 45; 164.5.[9][10][11]Tento objev dokazuje, že budoucí kolonisté na Marsu budou schopni získat vodu z nejrůznějších míst. Led lze vykopat, roztavit a poté rozebrat, aby byl čerstvý kyslík a vodík pro raketové palivo. Vodík je silné palivo, které používá raketoplán hlavní motory

  • Dva obrázky z HiRISE ukazující, jak led v kráteru zmizel v průběhu času. Kráter vlevo je předtím, než zmizel led. Kráter má průměr 6 metrů.

Ostatní krátery

Impaktní krátery mají obecně okraj s ejectou kolem, na rozdíl od sopečných kráterů obvykle nemají okraj nebo usazeniny ejecta.[25] 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.

  • Kráter Kufra Podlaha, jak ji vidí HiRISE Předpokládá se, že jámy jsou způsobeny unikající vodou.

  • Kráter Fenagh Ejecta, jak to vidí HiRISE.

  • Kráter Chincoteague, jak to vidí HiRISE.

  • Detailní pohled na kráter Chincoteague, jak ho viděla HiRISE.

  • Skupina sekundárních kráterů, jak je vidět pod HiRISE pod Program HiWish.

  • Vrstvy ve zdi kráteru, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Kráter Mie, jak je vidět z kamery CTX (zapnuto Mars Reconnaissance Orbiter ). Viking II přistál poblíž kráteru Mie v roce 1976.

  • Západní strana Kráter Adams (marťanský kráter), jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Západní strana Tyndall (marťanský kráter), jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Kráter, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Kráter zobrazující vrstvy, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bližší pohled na vrstvy v kráteru, jak je vidí HiRISE v programu HiWish Tmavá čára jsou vady obrazu. Tento snímek byl pořízen během globální prachové bouře.

  • Ejecta laloky z impaktního kráteru, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Krátery s vrstvami a vysokými ostrými okraji, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish

  • Široký pohled na kráter, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish

Hecates Tholus

Hlavní článek: Vulkanologie Marsu

Nedávný výzkum vede vědce k přesvědčení, že Hecates Tholus vybuchl explozivně asi před 350 miliony let, což pro Mars není tak dávno. Erupce vytvořily deprese na bocích sopky. A jen před pěti miliony let se uvnitř těchto depresí vytvořily ledovcové usazeniny.[26] Některá údolí v Hecates vykazují paralelní odvodňovací schéma.[25]

  • Hecates Tholus, jak je vidět z Mars Global Surveyor.

  • Hecates Tholus topografie.

  • Hecates Tholus Hřebeny, jak je vidí HiRISE. Hřebeny jsou na západ-severozápad od Hecates Tholus. Nejhlubší hřeben měřil asi 50 metrů.[27]

  • Buvinda Vallis, jak to vidí THEMIS. Buvinda Vallis je spojován s Hecatesem Tholusem; leží jen na východ od Hecates Tholus.

  • Lávové kanály na boku Hecates Tholus, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish. Kráter byl částečně zakryt lávovými proudy. Tento kráter bude na dalším obrázku zvětšen.

  • Zvětšený pohled na lávu vyplňující kráter, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Kráter na okraji lávového proudu na Hecates Tholus, jak ho viděla HiRISE v rámci programu HiWish. Zdá se, že láva vytvořila tvar ocasu na závětrné straně překážek, jako jsou okraje kráterů.

Interakce sopky a ledu

Předpokládá se, že pod povrchem Marsu je přítomno velké množství vodního ledu. Některé kanály leží poblíž sopečných oblastí. Když se horká podpovrchová roztavená hornina přiblíží k tomuto ledu, může se tvořit velké množství kapalné vody a bahna. Hrad Vallis v Cebrenia čtyřúhelníku je blízko Elysium Mons, velký sopka, které mohly dodávat vodu k vytvoření kanálu. Hrad Vallis je na obrázku níže.[28]

  • Hrad Vallis může vzniknout, když velký vulkanický komplex Elysium Mons roztál přízemní led, jak je vidět THEMIS.

  • Zjednodušené ostrovy v Hrad Vallis, jak to vidí HiRISE.

Galaxias region

Zdá se, že se zem v Galaxiasu zhroutila. Takové formy půdy na Marsu se nazývají „terén chaosu“. Galaxias Chaos se liší od mnoha jiných chaotických oblastí. Nemá související odtokové kanály a nevykazuje velký výškový rozdíl mezi ním a okolní pevninou, jako většina ostatních oblastí chaosu. Výzkum Pedersena a Heada, publikovaný v roce 2010, naznačuje, že Galaxias Chaos je místem sopečného toku, který pohřbil vrstvu bohatou na led, zvanou Vastitas Borealis Formation (VBF). Obecně se věří, že VBF je zbytek z materiálů bohatých na vodu usazený při velkých povodních.[29][30] VBF mohla mít různou tloušťku a mohla obsahovat různá množství ledu. V řídké atmosféře Marsu by tato vrstva pomalu zmizela sublimací (změnou z pevné látky přímo na plyn). Jelikož některé oblasti by sublimovaly více než jiné, horní lávový uzávěr by nebyl rovnoměrně podepřen a praskl by. Praskliny / žlaby mohly začít sublimací a smršťováním podél okrajů lávového uzávěru. Stres z podkopání okraje víčka by způsobil praskliny v víčku. Místa s prasklinami by prošla větší sublimací, pak by se praskliny rozšířily a vytvořily hranatý terén charakteristický pro oblasti chaosu. Procesu sublimace mohlo napomáhat teplo (geotermální tok) z pohybů magmatu. Existují sopky, jmenovitě Elysium Montes a Hecates Tholus, poblíž kterých jsou s největší pravděpodobností obklopeny hráze, které by zahřály zem. Také teplejší období v minulosti by zvýšilo množství vody sublimující ze země.[31]

  • Tato série kreseb ukazuje model formování marťanského chaosu, jak navrhli Pedersen a Head 2011[32] Množství sublimace je přehnané, aby se zlepšilo porozumění. Kliknutím na obrázek zobrazíte další podrobnosti.

  • Galaxius Mons, jak to vidí HiRISE. Černá čára byla část, která nebyla zobrazena. Na původním obrázku je vidět mnohem více podrobností.

  • Galaxias Fossae Žlab, jak to vidí HiRISE.

  • Galaxias Chaos jak je vidět na CTX. Scéna na dalším snímku je součástí tohoto obrázku.

  • Galaxias Chaos z pohledu HiRISE.

Důkazy o ledovcích

Ledovce, volně definované jako skvrny aktuálně nebo nedávno tekoucího ledu, jsou považovány za přítomné na velkých, ale omezených plochách moderního marťanského povrchu a lze předpokládat, že byly někdy v minulosti rozšířeny.[25][33] Lobate konvexní rysy na povrchu známé jako funkce viskózního toku a laločnaté zástěry, které ukazují vlastnosti nenewtonovský tok, jsou nyní téměř jednomyslně považovány za skutečné ledovce.[33][34][35][36][37][38][39][40][41] Řada dalších prvků na povrchu však byla také interpretována jako přímo spojená s tekoucím ledem, jako je například vzteklý terén,[33][42] vyplněná údolí,[38][40] soustředná výplň kráteru,[34][43] a obloukové hřebeny.[41] Sublimace ledového ledu je spojena také s různými povrchovými texturami, které jsou patrné ze snímků středních a polárních oblastí.[43][44]

Hlavní článek: Ledovce na Marsu

,

Níže uvedené obrázky ukazují funkce, které jsou pravděpodobně spojeny s ledovci.

  • Elephant Foot Glacier in the Earth's Arctic, as seen by Landsat 8. Tento obrázek ukazuje několik ledovců, které mají stejný tvar jako mnoho prvků na Marsu, o nichž se předpokládá, že jsou také ledovce.

  • Materiál se pohybuje dolů po svahu Phlegra Montes, jak to vidí HiRISE. Pohybu pravděpodobně napomáhá voda / led.

  • Lobatová zástěra z trosek v Phlegra Montes, jak to vidí HiRISE. Sutinová zástěra je pravděpodobně většinou ledová s tenkou vrstvou kamenných zbytků, takže by mohla být zdrojem vody pro budoucí marťanské kolonisty. Měřítko je dlouhé 500 metrů.

  • Široký pohled na útes a zbytky ledovce, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Detailní pohled na útes ukazující možné poruchy, jak je vidíme v HiRISE v rámci programu HiWish; všimněte si skály, která se zdá být rozdělena chybou. Některé balvany sedí v kulatých dírách, protože jejich schopnost shromažďovat a udržovat teplo mohla roztavit přízemní led.

  • Detail drážek, které zanechal ledovec, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish. Přítomnost rýh naznačuje, že se jednalo o ledovec na mokré bázi. Vlhkost pod ledovcem mohla marťanským organismům pomoci přežít.

  • Detail povrchu, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Lineační výplň údolí, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Blízký pohled na liniové výplně a pláště údolí, jak je viděno programem HiRISE v rámci programu HiWish

  • Tok je omezen, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Plášť závislý na zeměpisné šířce, jak je vidět na HiRISE v rámci HiWish programu

Kanály

Existují obrovské důkazy o tom, že voda jednou tekla v údolích řek na Marsu.[45][46] Snímky zakřivených kanálů byly pozorovány na obrázcích z kosmické lodi Marsu z počátku sedmdesátých let s Mariner 9 orbiter.[47][48][49][50] Studie zveřejněná v červnu 2017 skutečně spočítala, že objem vody potřebný k vyřezání všech kanálů na Marsu byl dokonce větší než navrhovaný oceán, který planeta mohla mít. Voda byla pravděpodobně mnohokrát recyklována z oceánu na srážky kolem Marsu.[51][52]

Hlavní článek: Údolní sítě (Mars)
Hlavní článek: Odtokové kanály

  • Zjednodušená forma podél kanálu, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Kontext pro další obrázek vrstev podél Hrad Vallis, jak je vidět z CTX. Fotografie označená vrstvami, jednoduššími tvary a šipkou označující směr tekoucí vody.

  • Vrstvy vystavené podél Hrad Vallis, jak je vidět na HiRISE v rámci HiWish programu

  • Kanál, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Kanál, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish

Kráterové podstavce

Podstavcový kráter je a kráter s jeho ejectou sedí nad okolním terénem a vytváří tak vyvýšenou plošinu (jako a podstavec ). Vznikají, když impaktní kráter vysune materiál, který tvoří vrstvu odolnou proti erozi, což způsobí, že bezprostřední oblast bude erodovat pomaleji než zbytek regionu. Některé podstavce byly přesně naměřeny na stovky metrů nad okolní oblastí. To znamená, že stovky metrů materiálu byly rozrušeny. Výsledkem je, že kráter i jeho ejektová deka stojí nad okolím. Krátery na podstavcích byly poprvé pozorovány během Námořník mise.[53][54][55][56]

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

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

  • Blízký pohled na ejectu kráteru podstavce, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish Šipka ukazuje jeden z příkladů balvanu sedícího v jámě. Tento obrázek bude zvětšen, aby se to lépe zobrazilo na následujících dvou obrázcích.

  • Bližší pohled na ejectu, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish Poznámka: Šipky zobrazují příklady balvanů sedících v boxech.

  • Pohled na ejectu zblízka, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish Poznámka: Šipky ukazují příklady balvanů sedících v boxech.

Vrstvené struktury

  • Široký pohled na skupiny vrstev, jak je vidí HiRise v rámci programu HiWish. Tyto vrstvy pravděpodobně představují plášť uložený při změně podnebí. Byly formovány větrem.

  • Bližší pohled na skupinu vrstev, jak jej vidí HiRise v programu HiWish Poznámka: Toto je zvětšení z předchozího obrázku.

  • Zavřít, barevný pohled na skupinu vrstev, jak jej vidí HiRise v rámci programu HiWish Poznámka: Toto je zvětšení z předchozího obrázku.

  • Vrstvená funkce ve starém kráteru, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish

Další obrázky v Cebrenia quadrangle

  • Mapa Cebrenia. Viking II přistál poblíž kráteru Mie. Sopka Hecates pravděpodobně má ledovce na jeho svazích.

  • Žlaby, které vidí HiRISE v rámci programu HiWish Vrstvy jsou také viditelné na obrázku.

  • Apsus Vallis, jak to vidí THEMIS. Apsus je blízko vulkanického systému Elysium; mohla být částečně vytvořena působením lávy.

  • Zblízka pohled na plášť, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Plášť může být složen z ledu a prachu, který spadl z oblohy během minulých klimatických podmínek.

  • Hřeben a povrchové prvky poblíž okraje kráteru Adams, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Vrstvená stolová hmota v kráteru, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Šišky, jak je vidět HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Ejecta kráteru, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bližší pohled na ejectu kráteru, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Toto je zvětšení předchozího obrázku.

  • Kontakt mezi jednotkou s nižším osvětlením a horní jednotkou, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Ponoření vrstev, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish

  • Patchy terén a vrstvené funkce, jak je vidět HiRISE v rámci programu HiWish

  • Mozkový terén na podlaze kráteru, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Možná hráz, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Magma se pravděpodobně pohybovalo po zlomové linii pod zemí. Později eroze odstranila všechny kromě ztvrdlého magmatu.

  • Koncentrická výplň kráteru, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zavřít pohled na soustřednou výplň kráteru, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish

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.[57][58] Čísla čtyřúhelníků (počínaje MC pro „Mars Chart“)[59] 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. ^ Vzdálenosti vypočítané pomocí měřicího nástroje NASA World Wind. http://worldwind.arc.nasa.gov/.
  3. ^ Aproximováno integrací šířkových pásů s oblastí R ^ 2 (L1-L2) (cos (A) dA) od 30 ° do 65 ° zeměpisné šířky; kde R = 3889 km, A je zeměpisná šířka a úhly vyjádřené v radiánech. Vidět: https://stackoverflow.com/questions/1340223/calculating-area-enclosed-by-arbitrary-polygon-on-earths-surface.
  4. ^ "Cebrenia". Místopisný člen planetární nomenklatury. Pracovní skupina Mezinárodní nomenklatury planetárních systémů (WGPSN). 2006-10-01. Citováno 2014-02-04.
  5. ^ Ezell E. K., Ezell L. N. Na Marsu: Průzkum Rudé planety. 1958-1978. (Kapitola 10). Série historie NASA. Vědecké a technické informační odvětví, 1984. NASA, Washington, D.C.
  6. ^ Mutch, T. a kol. 1976. Povrch Marsu: Pohled z přistání Vikingů 2. Věda: 194. 1277-1283.
  7. ^ A b Hartmann, W. 2003. Průvodce cestovatele po Marsu. Workman Publishing. NY NY.
  8. ^ Arvidson, R. A. Binder a K. Jones. 1976. Povrch Marsu. Scientific American: 238. 76-89.
  9. ^ A b http://www.space.com/scienceastronomy/090924-mars-crater-ice.html
  10. ^ A b http://news.aol.com/article/nasa-spacecraft-sees-ice-on-mars-exposed/686020
  11. ^ A b http://nasa.gov/mission/MRO/news/mro20090924.html[trvalý mrtvý odkaz ]
  12. ^ Clark, B. a kol. 1976. Anorganická analýza marťanských vzorků na přistávacích stanovištích Vikingů. Věda: 194. 1283-1288.
  13. ^ http://marsrovers.nasa.gov/gallery/press/opportunity/20040625a.html
  14. ^ Christensen, P. a kol. 2004. Mineralogie na Meridiani Planum od Mini-TES Experimentujte s modelem Opportunity Rover. Věda: 306. 1733-1739
  15. ^ Baird, A. a kol. 1976. Mineralogické a petrologické důsledky vikingských geochemických výsledků z Marsu: průběžná zpráva. Věda: 194. 1288-1293.
  16. ^ Toulmin III, P. a kol. 1977. Geochemická a mineralogická interpretace vikingských anorganických chemických výsledků. Journal of Geophysical Research: 82. 4625-4634.
  17. ^ Clark, B. a kol. 1982. Chemické složení marťanských pokut. Journal of Geophysical Research: 87. 10059-10097
  18. ^ Hargraves, R. a kol. 1976. Vyšetřování magnetických vlastností Vikingů: Další výsledky. Věda: 194. 1303-1309.
  19. ^ Arvidson, R, A. Binder a K. Jones. Povrch Marsu. Scientific American
  20. ^ Bertelsen, P. a kol. 2004. Experimenty s magnetickými vlastnostmi na průzkumném roveru Spirit na Marsu v kráteru Gusev. Věda: 305. 827-829.
  21. ^ Friedmann, E. 1982. Endolitické mikroorganismy v Antarktické studené poušti. Věda: 215. 1045-1052.
  22. ^ Mimozemské pověsti utichly, když NASA oznámila objev chloristanu Phoenix. A.J.S. Rayl, 6. srpna 2008.
  23. ^ https://www.sciencedaily.com/releases/2010/09/100904081050.htm
  24. ^ Byrne, S. a kol. 2009. Distribuce zemského ledu střední šířky na Marsu z nových impaktních kráterů: 329.1674-1676
  25. ^ A b C Hugh H. Kieffer (1992). Mars. University of Arizona Press. ISBN  978-0-8165-1257-7. Citováno 7. března 2011.
  26. ^ http: //www.msnbc.msn/id/7209308/[trvalý mrtvý odkaz ]
  27. ^ Mougins-Mark, P., L. Wilson. 2016. možné sublaciální erupce v Galaxias Quadrangle, Mars. Ikar: 267, 68-85.
  28. ^ http://themis.asu.edu/zoom-20020715a.html
  29. ^ Kreslavsky, Michail A. (2002). „Osud odpadních vod odtokových kanálů v severní nížině Marsu: formace Vastitas Borealis jako sublimační zbytek ze zamrzlých vodních ploch“. Journal of Geophysical Research. 107. Bibcode:2002JGRE..107,5121K. doi:10.1029 / 2001JE001831.
  30. ^ Carr, Michael H. (2003). „Oceány na Marsu: vyhodnocení pozorovacích důkazů a možného osudu“ (PDF). Journal of Geophysical Research. 108 (E5): 5042. Bibcode:2003JGRE..108,5042C. doi:10.1029 / 2002JE001963.
  31. ^ name = "Pedersen, G 2011"
  32. ^ Pedersen, G. a J. Head. 2011. Vznik chaosu sublimací substrátu bohatého na těkavé látky: důkazy z Galaxias Chaos, Mars. Icarus. 211: 316-329.
  33. ^ A b C Série „Povrch Marsu“: Cambridge Planetary Science (č. 6) ISBN  978-0-511-26688-1 Michael H. Carr, geologický průzkum Spojených států, Menlo Park
  34. ^ A b Milliken, R. E., J. F. Mustard a D. L. Goldsby. „Funkce viskózního toku na povrchu Marsu: pozorování ze snímků Mars Orbiter Camera (MOC) s vysokým rozlišením.“ Journal of Geophysical Research 108.E6 (2003): 5057.
  35. ^ S.W. Squyres, M.H. Carr Geomorfní důkazy o distribuci zemního ledu na Mars Science, 213 (1986), str. 249–253. doi: 10,1126 / science.231.4735.249
  36. ^ J.W. Head, D.R. Marchant, J.L.Dickson, A.M. Kress, D.M. Baker Severní zalednění ve střední zeměpisné šířce v pozdní amazonské době Marsu: Kritéria pro uznání pozůstatků ledovců pokrytých troskami a údolních ledovců na Zemi. Sci. Lett., 294 (2010), str. 306–320
  37. ^ J.W. Holt a kol. Radar znějící důkazy pro pohřbené ledovce v jižních středních zeměpisných šířkách Mars Science, 322 (2008), str. 1235–1238
  38. ^ A b G.A. Morgan, J.W. Head, D.R. Marchant Lineated valley fill (LVF) and lobate debris cloons (LDA) in the Deuteronilus Mensae northern dichotomy boundary region, Mars: Constraints on the scale, age and episodicity of Amazonian glacial events Icarus, 202 (2009), pp. 22–38
  39. ^ J.J. Plaut, A. Safaeinili, J.W. Holt, R.J. Phillips, J.W. Head, R. Sue, N.E. Putzig, A. Frigeri Radarové důkazy o ledu v zástěrech laločnatých trosek ve středních zeměpisných šířkách Mars Geophys. Res. Lett., 36 (2009), str. L02203
  40. ^ A b D.M.H. Baker, J.W. Head, D.R. Marchant Tokové vzory zástěrek laločnatých trosek a liniového údolí vyplňují severně od Ismeniae Fossae, Mars: Důkazy o rozsáhlém zalednění ve střední šířce v pozdním amazonském Ikaru, 207 (2010), s. 186–209
  41. ^ A b J. Arfstrom, W.K. Hartmannovy marťanské tokové rysy, hřebeny podobné morénám a vpusti: Pozemské analogy a vzájemné vztahy Icarus, 174 (2005), str. 321–335
  42. ^ Lucchitta, Baerbel K. "Led a trosky v rozrušeném terénu, Mars." Journal of Geophysical Research: Solid Earth (1978–2012) 89.S02 (1984): B409-B418.
  43. ^ A b Levy, Joseph S., James W. Head a David R. Marchant. „Koncentrická výplň kráteru v Utopii Planitia: Historie a interakce mezi ledovcovým„ mozkovým terénem “a procesy periglaciálního pláště.“ Icarus 202.2 (2009): 462-476. Levy, Joseph S., James W. Head a David R. Marchant. „Koncentrická výplň kráteru v Utopii Planitia: Historie a interakce mezi ledovcovým„ mozkovým terénem “a procesy periglaciálního pláště.“ Icarus 202.2 (2009): 462-476.
  44. ^ Hubbard, Bryn a kol. „Geomorfologická charakterizace a interpretace podoby ledovce střední šířky: Hellas Planitia, Mars.“ Icarus 211.1 (2011): 330-346.
  45. ^ Baker, V. a kol. 2015. Fluviální geomorfologie na planetárních površích podobných Zemi: přehled. Geomorfologie. 245, 149–182.
  46. ^ Carr, M. 1996. in Water on Mars. Oxford Univ. Lis.
  47. ^ Baker, V. 1982. Kanály Marsu. Univ. of Tex. Press, Austin, TX
  48. ^ Baker, V., R. Strom, R., V. Gulick, J. Kargel, G. Komatsu, V. Kale. 1991. Starověké oceány, ledové příkrovy a hydrologický cyklus na Marsu. Příroda 352, 589–594.
  49. ^ Carr, M. 1979. Tvorba marťanských povodňových charakteristik uvolňováním vody z uzavřených kolektorů. J. Geophys. Res. 84, 2995–300.
  50. ^ Komar, P. 1979. Porovnání hydrauliky vodních toků v odtokových kanálech Marsu s průtoky podobného rozsahu na Zemi. Ikar 37, 156–181.
  51. ^ http://spaceref.com/mars/how-much-water-was-needed-to-carve-valleys-on-mars.html
  52. ^ Luo, W. a kol. 2017. Odhad objemu nové marťanské údolí v souladu se starým oceánem a teplým a vlhkým podnebím. Nature Communications 8. Číslo článku: 15766 (2017). doi: 10,1038 / ncomms15766
  53. ^ http: //hirise.lpl.eduPSP_008508_1870[trvalý mrtvý odkaz ]
  54. ^ Bleacher, J. a S. Sakimoto. Kráterové podstavce, nástroj pro interpretaci geologických dějin a odhad míry eroze. LPSC
  55. ^ „Archivovaná kopie“. Archivovány od originál 18. ledna 2010. Citováno 26. března 2010.CS1 maint: archivovaná kopie jako titul (odkaz)
  56. ^ McCauley, J. F. (1973). „Důkaz Mariner 9 o větrné erozi v rovníkových oblastech a oblastech střední šířky Marsu“. Journal of Geophysical Research. 78 (20): 4123–4137. Bibcode:1973JGR .... 78,4123 mil. doi:10.1029 / JB078i020p04123.
  57. ^ Morton, Oliver (2002). Mapování Marsu: Věda, představivost a zrod světa. New York: Picador USA. str. 98. ISBN  0-312-24551-3.
  58. ^ „Atlas Marsu online“. Ralphaeschliman.com. Citováno 16. prosince 2012.
  59. ^ „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)