Deuteronilus Mensae - Deuteronilus Mensae

Deuteronilus Mensae je region na Mars 937 km napříč a středem na 43 ° 54 'severní šířky 337 ° 24 ′ západní délky / 43,9 ° S 337,4 ° Z / 43.9; -337.4. Pokrývá 344 ° –325 ° západně a 40 ° –48 ° severně.[1] Oblast Deuteronilus leží severně od Arabia Terra a je součástí Čtyřúhelník Ismenius Lacus. Je to podél hranice dichotomie, to je mezi starou, silně kráterovanou jižní vysočinou a nízkými pláněmi na severní polokouli. Tato oblast obsahuje zaoblený terén s plochým vrcholem, který mohl v minulosti někdy tvořit ledovec. Deuteronilus Mensae je na bezprostředním západě Protonilus Mensae a Ismeniae Fossae.[2][3] Ledovce přetrvávají v regionu v moderní době, přičemž se odhaduje, že nejméně jeden ledovec vznikl teprve před 100 000 až 10 000 lety.[4] Nedávné důkazy z radar na Mars Reconnaissance Orbiter ukázal, že části Deuteronilus Mensae skutečně obsahují led.[5][6][7]

  • Mapa zobrazující vztah Protonilus a Deuteronilus Mensae k dalším okolním regionům. Barvy se vztahují k nadmořským výškám.

Zdroj ledu

Nyní se všeobecně věří, že led se hromadil v mnoha oblastech Marsu, včetně Deuteronilus Mensae, kdy se orbitální náklon planety od nynějška velmi lišil (osa Marsu má značné „kolísání“, což znamená, že se jeho úhel v průběhu času mění).[8][9][10] Před několika miliony let byl sklon osy Marsu 45 stupňů namísto současných 25 stupňů. Jeho náklon, nazývaný také šikmý, se velmi liší, protože jej jeho dva malé měsíce nedokážou stabilizovat, jako náš relativně velký měsíc Zemi.

Mnoho prvků na Marsu, včetně Deuteronilus Mensae, obsahuje velké množství ledu. Nejoblíbenějším modelem původu ledu je změna klimatu způsobená velkými změnami sklonu rotační osy planety. Občas byl sklon dokonce větší než 80 stupňů[11][12] Velké změny náklonu vysvětlují mnoho funkcí na Marsu bohatých na led.

Studie ukázaly, že když sklon Marsu dosáhne 45 stupňů ze současných 25 stupňů, led již není na pólech stabilní.[13] Kromě toho se při tomto vysokém náklonu sublimují zásoby pevného oxidu uhličitého (suchý led), čímž se zvyšuje atmosférický tlak. Tento zvýšený tlak umožňuje zadržovat více prachu v atmosféře. Vlhkost v atmosféře bude padat jako sníh nebo led zmrzlý na prachová zrna. Výpočty naznačují, že se tento materiál bude koncentrovat ve středních zeměpisných šířkách.[14][15] Obecné cirkulační modely marťanské atmosféry předpovídají akumulaci prachu bohatého na led ve stejných oblastech, kde se nacházejí rysy bohaté na led.[16] Když se náklon začne vracet k nižším hodnotám, led sublimuje (změní se přímo na plyn) a zanechá za sebou zpoždění prachu.[17][18] Vklad zpoždění zakrývá podkladový materiál, takže s každým cyklem vysokých úrovní náklonu zůstává nějaký plášť bohatý na led.[19] Všimněte si, že vrstva pláště hladkého povrchu pravděpodobně představuje pouze relativní nedávný materiál.

Polygonální vzorovaný povrch

Hlavní článek: Polygonální vzorovaný povrch

Polygonální, vzorovaný povrch je v některých oblastech Marsu docela běžný.[20][21][22][23][24][25][26] Obvykle se předpokládá, že je to způsobeno sublimací ledu ze země. Sublimace je přímá změna pevného ledu na plyn. To je podobné tomu, co se stane Suchý led na Zemi. Místa na Marsu, která vykazují polygonální půdu, mohou naznačovat, kde budoucí kolonisté mohou najít vodní led. Vzorované zemní formy ve vrstvě pláště, tzv plášť závislý na zeměpisné šířce, který spadl z nebe, když bylo jiné klima.[27][28][29][30]

  • High-center polygons, jak je vidět pod HiRISE pod Program HiWish Obrázek je v horní části zástěry trosek v Deuteronilus Mensae.

  • Zblízka pole polygonů s vysokým středem se stupnicí, jak to vidí HiRISE v rámci programu HiWish Poznámka: černá skříňka má velikost fotbalového hřiště.

  • Detailní pohled na polygony s vysokým středem, které vidí HiRISE v rámci programu HiWish Poznámka: černá skříňka má velikost fotbalového hřiště.

  • Detailní pohled na polygony s vysokým středem viděné programem HiRISE v rámci programu HiWish V tomto zobrazení jsou snadno viditelné žlaby mezi polygony.

  • polygony s vysokým středem viděné programem HiRISE v rámci programu HiWish

Jednotka horní roviny

Zbytky 50–100 metrů silného pláště, zvaného jednotka horní roviny, byl objeven ve středních zeměpisných šířkách Marsu. Nejprve zkoumáno v oblasti Deuteronilus Mensae, ale vyskytuje se i na jiných místech. Zbytky se skládají ze sad ponorných vrstev v kráterech a podél hor.[31] Sady ponorných vrstev mohou mít různé velikosti a tvary - některé vypadají jako aztécké pyramidy ze Střední Ameriky.

  • Skupina malých sad máčecích vrstev, jak je viděno programem HiRISE v rámci programu HiWish

Tato jednotka také degraduje na mozkový terén. Mozkový terén je oblast hřebenovitých hřebenů vysokých 3–5 metrů. Některé hřebeny mohou sestávat z ledového jádra, takže mohou být zdrojem vody pro budoucí kolonisty.

  • Vrstvené funkce a mozkový terén, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish Horní jednotka roviny se často mění na mozkový terén.

Některé oblasti jednotky horní roviny vykazují velké zlomeniny a žlaby se zvýšenými okraji; takové oblasti se nazývají žebrované horní pláně. Předpokládá se, že zlomeniny začaly malými prasklinami od napětí. Pro zahájení procesu zlomeniny se doporučuje namáhání, protože žebrované horní pláně jsou běžné, když se zástěry trosek spojí nebo jsou blízko okraje zástěrek - takové stránky by generovaly tlaková napětí. Trhliny odkryly více povrchů a následně více ledu v materiálu sublimuje do tenké atmosféry planety. Z malých trhlin se nakonec stávají velké kaňony nebo žlaby.

  • Dobře vyvinutý žebrovaný materiál horní roviny. Ty začínají malými prasklinami, které se rozšiřují, když se led sublimuje z povrchů praskliny. Snímek byl pořízen pomocí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Ponořování vrstev, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish Rovněž je v pravém horním rohu obrázku vidět materiál Ribbed Upper Plains. Tvoří se z jednotky horní roviny a zase je erodována do mozkového terénu.

  • Pohled na napěťové trhliny a větší trhliny, které byly zvětšeny sublimací (změna ledu přímo na plyn) To může být začátek žebrovaného terénu.

  • Vývoj žebrovaného terénu od napěťových trhlin - praskliny vlevo se nakonec zvětší a stanou se žebrovaným terénem směrem k pravé straně obrázku, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Vrstvený prvek v Red Rocks Park v Coloradu. To má jiný původ než ty na Marsu, ale má podobný tvar. Funkce v oblasti Red Rocks byly způsobeny pozvednutím hor.

Malé praskliny často obsahují malé jámy a řetězy jám; tito jsou myšlenka být od sublimace (fázový přechod) ledu v zemi.[32][33]Velké plochy marťanského povrchu jsou nabité ledem, který je chráněn metr silnou vrstvou prachu a jiného materiálu. Pokud se však objeví praskliny, nový povrch vystaví led tenké atmosféře.[34][35] Během krátké doby zmizí led ve studené tenké atmosféře v procesu zvaném sublimace (fázový přechod) . Podobně se suchý led chová i na Zemi. Na Marsu byla sublimace pozorována, když Přistávací modul Phoenix odkryté kusy ledu, které za pár dní zmizely.[36][37] HiRISE navíc viděl čerstvé krátery s ledem na dně. Po nějaké době HiRISE viděl, jak led zmizel.[38]

  • Shluky jasného materiálu velikosti Die ve zvětšeném příkopu „Dodo-Zlatovláska“ zmizely během čtyř dnů, z čehož vyplývá, že byly složeny z ledu, který sublimovaný po expozici.[37]

  • Barevné verze fotografií, které ukazují sublimaci ledu, s levým dolním rohem příkopu zvětšeným v vložkách v pravém horním rohu obrázků.

Předpokládá se, že jednotka horní pláně spadla z nebe. Zakrývá různé povrchy, jako by padal rovnoměrně. Stejně jako v případě jiných depozit pláště má jednotka horní roviny vrstvy, je jemnozrnná a je bohatá na led. Je velmi rozšířený; nezdá se, že by měl bodový zdroj. Vzhled povrchu některých oblastí Marsu je způsoben degradací této jednotky. Je hlavní příčinou vzhledu povrchu laločnaté zástěry.[33]Vrstvení vrchní pláně pláště jednotky a dalších pláště jednotky jsou věřil být způsoben velkými změnami v klimatu planety. Modely předpovídají, že šikmost nebo náklon osy otáčení se v geologickém čase lišily od současných 25 stupňů po možná přes 80 stupňů. Období vysokého náklonu způsobí přerozdělení ledu v polárních čepičkách a změnu množství prachu v atmosféře.[39][40][41]

Další obrázky

  • Deuteronilus Mensae dne 14. března 2005

  • Deuteronilus Mensae, jak jej vidí Mars Global Surveyor.

  • Hřebeny Deuteronilus Mensae, které naznačují pohyb vkladů, jak je vidět u THEMIS.

  • Malá údolí ve zdi kráteru v Deuteronilus Mensae, jak je vidí THEMIS.

  • Rozrušený terén v Deuteronilus Mensae a Čtyřúhelník Ismenius Lacus ukazující plochá údolí a útesy. Fotografie pořízená kamerou Mars Orbiter (MOC) na fotoaparátu Mars Global Surveyor.

  • Zvětšení fotografie vlevo zobrazující útes. Fotografie pořízená fotoaparátem Mars Global Surveyor (MGS) s vysokým rozlišením.

  • CTX Kontextový obrázek Deuteronilus Mensae zobrazující umístění dalších dvou obrázků.

  • Erodovaný terén v Deuteronilus Mensae, jak ho vidí HiRISE, pod Program HiWish.

  • Další pohled na erodovaný terén v Deuteronilus Mensae, jak jej vidí HiRISE, v rámci programu HiWish.

  • CTX kontextový obrázek zobrazující umístění dalších dvou HiRISE obrázků. Poloha je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Možná moréna na konci minulého ledovce na kopci v Deuteronilus Mensae, jak ji vidí HiRISE, v rámci programu HiWish. Umístění tohoto obrázku je rámeček označený A na předchozím obrázku.

  • Složitý povrch kolem mohyly v Deuteronilus Mensae, jak jej viděla HiRISE, v rámci programu HiWish. Umístění tohoto obrázku je v černém poli označeném B na obrázku CTX výše.

  • Vydlabaný terén v Deuteronilus Mensae, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Velká skupina soustředných trhlin, jak je viděla HiRISE, v rámci programu HiWish.

Viz také

Reference

  1. ^ Patrick Moore; Garry Hunt (1997). Atlas sluneční soustavy. Kancléř. ISBN  978-0-7537-0014-3.
  2. ^ Baker, M. a kol. 2010. Tokové struktury zástěrek laločnatého odpadu a liniového údolí vyplňují severně od Ismeniae Fossae, Mars: Důkazy o rozsáhlém zalednění střední šířky v pozdní Amazonii. Ikar: 207. 186–209.
  3. ^ http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEMBS5V681F_0.html
  4. ^ Rincon, Paul (19. prosince 2007). "'Na Marsu byl nalezen aktivní ledovec “. BBC novinky.
  5. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_009535_2240
  6. ^ http://news.discovery.com/space/mars-ice-sheet-climate.html
  7. ^ Plaut, J., A. Safaeinili, J. Holt, R. Phillips, J. Head, J., R. Seu, N. Putzig, A. Frigeri. 2009. Radarové důkazy o ledu v zástěrech laločnatých trosek ve středních zeměpisných šířkách Marsu. Geophys. Res. Lett. 36. doi: 10.1029 / 2008GL036379.
  8. ^ Madeleine, J. a kol. 2007. Mars: Navrhovaný klimatický scénář pro zalednění severní střední šířky. Měsíční planeta. Sci. 38. Abstrakt 1778.
  9. ^ Madeleine, J. a kol. 2009. Amazonské zalednění severní střední šířky na Marsu: Navrhovaný klimatický scénář. Ikar: 203. 300–405.
  10. ^ Mischna, M. a kol. 2003. O orbitálním vynucování cyklů vody a CO2 na Marsu: Obecná studie cirkulačního modelu se zjednodušenými těkavými schématy. J. Geophys. Res. 108. (E6). 5062.
  11. ^ Touma J. a J. Wisdom. 1993. Chaotická šikmost Marsu. Science 259, 1294–1297.
  12. ^ Laskar, J., A. Correia, M. Gastineau, F. Joutel, B. Levrard a P. Robutel. 2004. Dlouhodobý vývoj a chaotická difúze množství slunečního záření na Marsu. Icarus 170, 343–364.
  13. ^ Levy, J., J. Head, D. Marchant, D. Kowalewski. 2008. Identifikace polygonů s termální kontrakcí sublimačního typu na navrhovaném místě přistání Phoenix Phoenix: Důsledky pro vlastnosti substrátu a morfologickou evoluci řízenou klimatem. Geophys. Res. Lett. 35. doi: 10.1029 / 2007GL032813.
  14. ^ Levy, J., J. Head, D. Marchant. 2009a. Polygony s termální kontrakcí na Marsu: Klasifikace, distribuce a klimatické důsledky z pozorování HiRISE. J. Geophys. Res. 114. doi: 10.1029 / 2008JE003273.
  15. ^ Hauber, E., D. Reiss, M. Ulrich, F. Preusker, F. Trauthan, M. Zanetti, H. Hiesinger, R. Jaumann, L. Johansson, A. Johnsson, S. Van Gaselt, M. Olvmo. 2011. Vývoj krajiny v marťanských oblastech střední šířky: poznatky z analogických periglaciálních reliéfů na Špicberkách. In: Balme, M., A. Bargery, C. Gallagher, S. Guta (eds). Marťanská geomorfologie. Geologická společnost, Londýn. Speciální publikace: 356. 111–131
  16. ^ Laskar, J., A. Correia, M. Gastineau, F. Joutel, B. Levrard a P. Robutel. 2004. Dlouhodobý vývoj a chaotická difúze množství slunečního záření na Marsu. Icarus 170, 343–364.
  17. ^ Mellon, M., B. Jakosky. 1995. Distribuce a chování marťanského přízemního ledu během minulých a současných epoch. J. Geophys. Res. 100, 11781–11799.
  18. ^ Schorghofer, N., 2007. Dynamika ledových dob na Marsu. Příroda 449, 192–194.
  19. ^ Madeleine, J., F. Forget, J. Head, B. Levrard, F. Montmessin. 2007. Zkoumání zalednění severní střední šířky pomocí modelu obecné cirkulace. In: Sedmá mezinárodní konference na Marsu. Abstraktní 3096.
  20. ^ http://www.diss.fu-berlin.de/diss/servlets/MCRFileNodeServlet/FUDISS_derivate_000000003198/16_ColdClimateLandforms-13-utopia.pdf?hosts=
  21. ^ Kostama, V.-P., M. Kreslavsky, Head, J. 2006. Nedávný ledový příkrov s vysokou šířkou na severních pláních Marsu: charakteristika a stáří umístění. Geophys. Res. Lett. 33 (L11201). doi: 10.1029 / 2006GL025946.K>
  22. ^ Malin, M., Edgett, K. 2001. Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: Meziplanetární plavba primární misí. J. Geophys. Res. 106 (E10), 23429–23540.
  23. ^ Milliken, R. a kol. 2003. Funkce viskózního toku na povrchu Marsu: Pozorování ze snímků kamery Mars Orbiter Camera (MOC) s vysokým rozlišením. J. Geophys. Res. 108 (E6). doi: 10.1029 / 2002JE002005.
  24. ^ Mangold, N. 2005. Pozemky se vzorem vysoké zeměpisné šířky na Marsu: Klasifikace, distribuce a regulace podnebí. Icarus 174, 336–359.
  25. ^ Kreslavsky, M., Head, J. 2000. Drsnost v kilometrovém měřítku na Marsu: Výsledky analýzy dat MOLA. J. Geophys. Res. 105 (E11), 26695–26712.
  26. ^ Seibert, N., J. Kargel. 2001. Marťanský polygonální terén malého rozsahu: Důsledky pro kapalnou povrchovou vodu. Geophys. Res. Lett. 28 (5), 899–902 S.
  27. ^ Hecht, M. 2002. Metastabilita vody na Marsu. Icarus 156, 373–386
  28. ^ Mustard, J. a kol. 2001. Důkazy o nedávných změnách klimatu na Marsu z identifikace mladistvého přízemního ledu. Příroda 412 (6845), 411–414.
  29. ^ Kreslavsky, M.A., Head, J.W., 2002. Nedávný povrchový plášť na Marsu s velkou šířkou: Nové výsledky z MOLA a MOC. Evropská geofyzikální společnost XXVII, Nice.
  30. ^ Head, J.W., Mustard, J.F., Kreslavsky, M.A., Milliken, R.E., Marchant, D.R., 2003. Nedávné doby ledové na Marsu. Příroda 426 (6968), 797–802.
  31. ^ Carr, M. 2001. Mars Global Surveyor, pozorování terénu na Marsu. J. Geophys. Res. 106, 23571-23593.
  32. ^ Morgenstern, A. a kol. 2007
  33. ^ A b Baker, D., J. Head. 2015. Rozsáhlý střední amazonský plášť zástěr a plání trosek v Deuteronilus Mensae, Mars: Důsledky pro záznam zalednění střední šířky. Ikar: 260, 269–288.
  34. ^ Mangold, N. 2003. Geomorfní analýza zástěrek laločnatých trosek na Marsu na stupnici Orbiter Mars Camera: Důkazy o sublimaci ledu iniciované zlomeninami. J. Geophys. Res. 108, 8021.
  35. ^ Levy, J. a kol. 2009. Soustředné
  36. ^ Bright Chunks ve společnosti Phoenix Landerův Marsův web musel být led - Oficiální tisková zpráva NASA (19.06.2008)
  37. ^ A b http://www.nasa.gov/mission_pages/phoenix/news/phoenix-20080619.html
  38. ^ Byrne, S. a kol. 2009. Distribuce zemského ledu střední šířky na Marsu z nových impaktních kráterů: 329,1674–1676
  39. ^ Head, J. a kol. 2003.
  40. ^ Madeleine a kol. 2014.
  41. ^ Schon a kol. 2009. Nedávná doba ledová na Marsu: Důkazy o klimatických oscilacích z regionálního vrstvení v ložiscích středních zeměpisných šířek. Geophys. Res. Lett. 36, L15202.

externí odkazy