Formace Dorsa Argentea - Dorsa Argentea Formation

The Formace Dorsa Argentea (DAF) je považován za velký systém eskers které byly pod starou ledovou čepicí v jižní polární oblasti Marsu.[1] Starověká ledová čepička byla nejméně dvakrát větší než současná ledová čepička a mohla mít tloušťku 1 500–2 000 metrů.[2] Pozdější výzkumy naznačují, že oblast tohoto polárního ledového příkrovu pokrývá asi 1,5 milionu kilometrů čtverečních, což je zhruba dvojnásobek rozlohy Francie nebo amerického státu Texas. Tato skupina hřebenů sahá od 270–100 V a 70–90 S, kolem jižního pólu Marsu. Leží pod pozdními amazonskými jihopolárními vrstvami (SPLD) v oblasti Mare Australe čtyřúhelník.

Kombinovaná délka těchto hřebenů je obrovská, jedna studie studovala sedm různých hřebenových systémů, které obsahovaly téměř 4 000 hřebenů, které měly celkovou délku 51 000 km.[3] Předpokládá se, že většina eskerů je uvnitř tunelů s ledovými stěnami tvořena potoky, které tekly dovnitř a pod ledovce. Poté, co se zadržující ledové stěny rozplynuly, usazeniny potoka zůstaly jako dlouhé klikaté hřebeny.

Počty kráterů ukazují, že hřebeny jsou dvou různých věkových skupin. Jeden pochází z raného Hesperian, zatímco druhá skupina se datuje do pozdního konce Noachian. Tato data odpovídají době, kdy měl Mars jezera a údolní sítě, které se vytvořily z odtoku, odtoku a skladování kapalné vody na povrchu Marsu.[4] Pozdější studie naznačují, že ledová pokrývka vytvořená poblíž hranice Noachian -Hesperian éra a ustoupil na počátku Hesperian éra.[5]

Formace Dorsa Argentea představuje dobu, kdy došlo k roztavení a odtoku taveniny z obří ledové vrstvy kolem jižního pólu Marsu.[6] [7] Různé mechanismy mohly způsobit roztavení ledu. Možnými mechanismy mohly být teplejší atmosféra, vulkanismus nebo zvětšená tloušťka ledové čepičky v důsledku hromadění sněhu.[8][9][10][11][12][13]

Silný ledový příkrov je pravděpodobnější v jižní polární oblasti než v severním pólu, protože jižní pól je vyšší nadmořskou výškou.[14][15][16][17][18] Když se ledová vrstva vyvinula, v marťanské atmosféře mohlo být k dispozici mnohem více vody.[19]

Tým vědců použil raný globální klimatický model Marsu společně s modelem ledového listu University of Maine k určení toho, jak se formovaly eskery formace Dorsa Argentea. Došli k závěru, že k dostatečnému zahřátí povrchu je zapotřebí kromě silnější atmosféry oxidu uhličitého také skleníkový plyn. Kromě toho, aby se vytvořil tvar ledového příkrovu, musela být přítomna alespoň část sopek Tharsis. Jinými slovy, sopky Tharsis přišly před ledový příkrov.[20]

MARSIS radarová data naznačují, že dnes zůstávají významné oblasti vrstvených, potenciálně na ledem bohatých částí formace Dorsa Argentea.[21][22][23]

  • Hřebeny, o nichž se věří, že jsou eskery formace Dorsa Argentea, jak je vidět na širokoúhlém MOC Mars Global Surveyor. Bílé šipky ukazují na hřebeny.

S touto formací je spojeno 21 hor. Jejich tvary naznačují, že jsou sopky a že většina byla spojena s ledovci. Některé pravděpodobně vybuchly pod ledovou vrstvou. Některé se podobají vulkanickým pevninským formám zvaným tuyas a tindars. Tyto funkce jsou běžné v Island a Antarktida.[24]

Reference

  1. ^ Smellie, J., B. Edwards. 2016. Glaciovolcanismus na Zemi a Marsu. Cambridge University Press.
  2. ^ Head, J., S. Pratt. 2001. Rozsáhlý jižní polární ledový příkrov na Marsu ve věku Hesperianů: důkazy o masivním tání a ústupu a bočním toku a zatopení roztočené vody. Journal of Geophysical Research: 106, 12275_12299.
  3. ^ Kress, A .; Head, J. (2015). „Pozdní noachiánské a raně hesperiánské hřebenové systémy na jižním cirkumpolárním útvaru Dorsa Argentea, Mars: Důkazy pro dvě fáze tání rozsáhlého pozdně noachovského ledového příkrovu“. Planetární a kosmická věda. 109-110: 1–20. Bibcode:2015P & SS..109 .... 1K. doi:10.1016 / j.pss.2014.11.025.
  4. ^ Kress, A., J. Head. 2015. Pozdní noachiánské a raně hesperiánské hřebenové systémy na jižním cirkumpolárním útvaru Dorsa Argentea, Mars: Důkazy pro dvě fáze tání rozsáhlého pozdně noachijského ledového příkrovu. Planetární a kosmická věda: 109-110, 1-20
  5. ^ Head, J, S. Pratt. 2001. Rozsáhlý jižní polární ledový příkrov na Marsu ve věku Hesperianů: Důkazy o masivním tání a ústupu a bočním toku a čekání na roztavenou vodu. J. Geophys. Res.-Planet, 106 (E6), 12275-12299.
  6. ^ Cassanelli, J. a J. Head. 2015. První zhutnění na pozdně noachovské „ledové vysočině“ na Marsu: důsledky pro vývoj ledového příkrovu a tepelnou odezvu. Ikar: 253, 243-255.
  7. ^ Fastook, J. a J. Head. 2015. Zalednění v pozdně noachovské ledové vysočině: akumulace ledu, distribuce, průtoky, bazální tavení a rychlosti a vzorce tání shora dolů. Planeta. Space Sci. 106, 82-98.
  8. ^ Fastook, J .; Head, J .; Marchant, D .; Zapomeň, F .; Madeleine, J. (2012). „Ranní klima Marsu blízko hranice Noachian-Hesperian: nezávislé důkazy o chladných podmínkách z bazálního tání jižního polárního ledového příkrovu (formace Dorsa Argentea) a důsledky pro tvorbu údolní sítě“. Icarus. 219 (1): 25–40. Bibcode:2012Icar..219 ... 25F. doi:10.1016 / J.Icarus.2012.02.013.
  9. ^ Ghatan, G .; Head, J. (2002). „Kandidátské subglaciální sopky v jižní polární oblasti Marsu: morfologie, morfometrie a podmínky erupce“. J. Geophys. Res. 107 (E7): 5048. Bibcode:2002JGRE..107,5048G. doi:10.1029 / 2001JE001519.
  10. ^ Ghatan, G .; Head, J. (2004). „Regionální odtok roztavené vody pod hesperiánským jižním cirkumpolárním ledovým štítem na Marsu“. J. Geophys. Res. 109 (E7): E07006. Bibcode:2004JGRE..109,7006G. doi:10.1029 / 2003JE002196.
  11. ^ Ghatan, G .; Head, J .; Pratt, S. (2003). „Cavi Angusti, Mars: charakterizace a hodnocení možných formačních mechanismů“. J. Geophys. Res. 108 (E5): 5045. Bibcode:2003JGRE..108,5045G. CiteSeerX  10.1.1.498.1851. doi:10.1029 / 2002JE001972.
  12. ^ Head, J .; Pratt, S. (2001). „Rozsáhlý jižní polární ledový příkrov ve věku hesperiánů na Marsu: důkazy o masivním tání a ústupu a bočním toku a zahlcování roztavené vody“. J. Geophys. Res. 106 (E6): 12275–12300. Bibcode:2001JGR ... 10612275H. doi:10.1029 / 2000je001359.
  13. ^ Wordsworth, R .; Zapomeň, F .; Millour, E .; Head, J .; Madeleine, J .; Charnay, B. (2013). „Globální modelování raného marťanského podnebí v hustší atmosféře CO2: vodní cyklus a vývoj ledu“. Icarus. 222 (1): 1–19. arXiv:1207.3993. Bibcode:2013Icar..222 .... 1W. doi:10.1016 / J.Icarus.2012.09.036.
  14. ^ Wordsworth, R. a kol. 2013. Globální modelování raného marťanského klimatu v hustší atmosféře CO2: vodní cyklus a vývoj ledu Icarus, 222 (1), 1-19
  15. ^ Zapomeňte na F. a kol. 2013. 3D modelování raného marťanského podnebí v hustší atmosféře CO2: teploty a ledové mraky CO2 Icarus, 222 (1), 81-99
  16. ^ Mischna, M a kol. 2013. Účinky šikmosti a skleníků s vodní párou / stopovým plynem v raném marťanském podnebíJ. Geophys. Res.-Planet, 118 (3), 560-576
  17. ^ Urata, R. O. Toon. 2013. Simulace marťanského hydrologického cyklu s obecným cirkulačním modelem: Důsledky pro klima starověkého Marsu Icarus, 226 (1), 229-250
  18. ^ Wordsworth, R. 2016. The Climate of Early MarsAnnu. Rev. planeta Země. Sci. 44, 381-408.
  19. ^ Carr, M., J. Head. 2015. Inventář marťanské povrchové / téměř povrchové vody: Zdroje, propady a změny s časem Geophys. Res. Lett., 42, s. 1-7 10.1002 / 2014GL062464.
  20. ^ Scanlon, K., et al. 2018. Formace Dorsa Argentea a přechod Noachian-Hesperian podnebí. Ikar: 299, 339-363.
  21. ^ Plaut, J., Ivanov, A., Safaeinili, A., Milkovich, S., Picardi, G., Seu, R., Phillips, R. 2007a. Radar znějící podpovrchových vrstev v jižní polární pláně Marsu: korelace s formací Dorsa Argentea. Měsíční planeta. Sci. XXXVIII (abstrakt 2144).
  22. ^ Head, J., Marchant, D. 2006. Regionální polární zalednění v hesperiánské době historie Marsu. South Circumpolar Dorsa Argentea Formation as Ancient Ancient Sheet Remnant. Čtvrtá konference Mars Polar Science. Davos, Švýcarsko.
  23. ^ Head, J., Marchant, D., Forget, F. 2007. Regionální polární zalednění v hesperiánském období historie Marsu: jižní cirkumpolární formace Dorsa Argentea jako pozůstatek starověkého ledového příkrovu. Sedmá mezinárodní konference na Marsu. Pasadena, CA (abstrakt 3115).
  24. ^ Smellie, J., B. Edwards. 2016. Glaciovolcanismus na Zemi a Marsu. Cambridge University Press.

Viz také