Eridania čtyřúhelník - Eridania quadrangle

Eridania čtyřúhelník
USGS-Mars-MC-29-EridaniaRegion-mola.png
Mapa čtyřúhelníku Eridania z Laserový výškoměr Mars Orbiter (MOLA) data. Nejvyšší nadmořské výšky jsou červené a nejnižší modré.
Souřadnice47 ° 30 'j. Š 210 ° 00 ′ západní délky / 47,5 ° J 210 ° Z / -47.5; -210Souřadnice: 47 ° 30 'j. Š 210 ° 00 ′ západní délky / 47,5 ° J 210 ° Z / -47.5; -210
Obrázek Eridania Quadrangle (MC-29). Tato oblast zahrnuje hlavně silně krátery vysočiny. Západ-centrální část zahrnuje Kráter Kepler.

The Eridania čtyřúhelník je jednou z řady 30 čtyřúhelníkových map Marsu používá Geologický průzkum Spojených států (USGS) Astrogeologický výzkumný program. Eridania čtyřúhelník je také označován jako MC-29 (Mars Chart-29).[1]

The Eridania čtyřúhelník leží mezi 30 ° a 65 ° jižní šířky a 180 ° a 240 ° západní délky na planetě Mars. Většina pojmenovaného klasického regionu Terra Cimmeria se nachází v tomto čtyřúhelníku. Část Elektrické vklady, čtyřúhelník Eridania pokrývá 100–200 metrů tlustý, světle tónovaný nános.[2] Mnoho sjezdovek v Eridanii obsahuje vpusti, o nichž se předpokládá, že jsou způsobeny tekoucí vodou.

Marťanské vpusti

Eridania čtyřúhelník je umístění vpustí, které mohou být způsobeny nedávnou tekoucí vodou. 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,[3] jiní zjistili, že větší počet vpustí se nachází na svazích směřujících k pólu, zejména od 30-44 j.[4][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 klesala (z geologického hlediska by se tomu říkalo nepropustná). Protože je zabráněno tomu, aby voda ve vodonosné vrstvě klesala, jediný směr, kterým může zachycená voda proudit, je vodorovný. Nakonec by voda mohla 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 plášť bohatý na led, tlustý několik metrů, 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][17] Protože na tomto plášti je několik kráterů, je plášť relativně mladý. Vynikající pohled na tento plášť je zobrazen níže na obrázku Ptolemaeus Crater Rim, jak je vidět HiRISE.[18]Plášť bohatý na led může být výsledkem klimatických změn.[19] 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.[20][21] Když se led v horní části plášťové vrstvy vrací zpět do atmosféry, zanechává za sebou prach, který izoluje zbývající led.[22] 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.[4][5]Vyšší nadmořské výšky mají mnohem méně vpustí, protože led by měl tendenci sublimovat více v řídkém vzduchu vyšší nadmořské výšky.[23]

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.[24] 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.[25][26] Výpočty ukazují, že třetinu mm odtoku lze vyrobit každý den po dobu 50 dnů každého marťanského roku, a to i za současných podmínek.[27]

  • Označeno vpustí, jak je viděno HiRISE v rámci programu HiWish

  • Gullies, Gullies, jak to vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Gully v kráteru v Eridanii, severně od velkého kráteru Kepler. Také funkce, které mohou být pozůstatky starých ledovce jsou přítomny. Jeden napravo má tvar jazyka. Snímek pořízený s Mars Global Surveyor, pod Program veřejného cílení MOC.

  • HiRISE obrázek zobrazující vpusti. Měřítko je 500 metrů. Snímek pořízený pod Program HiWish.

  • Vpusti a vrstvy v plášti na zdi, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Gullies, jak je viděno HiRISE v rámci programu HiWish

  • Detailní pohled na některé vpusti z předchozího obrázku, jak je viděno programem HiRISE v rámci programu HiWish

  • Detail zástěry na jedné z vpustí z předchozího obrázku. Snímek pořídil HiRISE v rámci programu HiWish

  • Gullies, jak je viděno HiRISE v rámci programu HiWish

  • Vpusti na dvou různých úrovních v kráteru, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

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

  • Zavřít pohled na vpusť z předchozího obrázku, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Široký pohled na vpusti v kráteru, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zavřít pohled na vpusť z předchozího obrázku, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bližší pohled na vpust z předchozího obrázku, jak jej viděla HiRISE v rámci programu HiWish Před vytvořením vpustí se mohly ledovce vytvořit zakřivené hřebeny.

  • Kráter s vtoky, jak je viděno HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zavřít pohled na odtokovou zástěru ukazující erozi kanálů, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Blízký pohled na vpusti s malými kanály, jak je vidíme v HiRISE v rámci programu HiWish. Šipka ukazuje na jeden malý kanál ve větším údolí.

  • Kráter s roklemi, jak je viděno HiRISE v rámci programu HiWish

  • Kráter s roklemi, jak je viděno HiRISE v rámci programu HiWish

  • Kráter Gasa, jak je vidět na CTX Poznámka: Kráter Gasa je menší kráter. Předpokládá se, že dopad, který vytvořil Gasu, nastal v ledovci pokrytém troskami.

  • Vpusti v kráteru Gasa, jak je viděla HiRISE.

Stopy prachu ďábla

Mnoho oblastí na Marsu, včetně Eridanie, prochází průchodem obra prachoví ďáblové. Tenký povlak jemného jasného prachu pokrývá většinu povrchu Marsu. Když kolem projde ďábel prachu, odfoukne povlak a odhalí podkladový tmavý povrch.

Prachoví ďáblové se vyskytují, když slunce ohřívá vzduch v blízkosti rovného suchého povrchu. Teplý vzduch poté rychle stoupá chladnějším vzduchem a začne se točit při pohybu vpřed. Tato rotující a pohybující se buňka může sbírat prach a písek a potom zanechávat čistý povrch.[28]

Ze země byli vidět prachoví ďáblové a z orbity vysoko nad hlavou. Dokonce odpálili prach z solární panely ze dvou Rovers na Marsu, čímž výrazně prodloužili jejich životy.[29] Dvojče Rovers byly navrženy tak, aby vydržely 3 měsíce, místo toho trvaly více než šest let a jeden stále pokračuje po 8 letech. Ukázalo se, že se vzor skladeb mění každých několik měsíců.[30]

Studie kombinující údaje z Stereo kamera s vysokým rozlišením (HRSC) a Fotoaparát Mars Orbiter (MOC) zjistili, že někteří velcí ďáblové prachu na Marsu mají průměr 700 metrů a trvají nejméně 26 minut.[31]

Paleomagnetismus

The Mars Global Surveyor (MGS) objevily magnetické pruhy v kůře Marsu, zejména v čtyřhranech Phaethontis a Eridania (Terra Cimmeria a Terra siréna ).[32][33] Magnetometr na MGS objevil 100 km široké pruhy zmagnetizované kůry běžící zhruba paralelně po dobu až 2000 km. Tyto pruhy se střídají v polaritě se severním magnetickým pólem jednoho směřujícího nahoru od povrchu a severním magnetickým pólem dalšího směřujícím dolů.[34] Když byly v 60. letech na Zemi objeveny podobné pruhy, byly považovány za důkaz tektonika desek. Vědci se domnívají, že tyto magnetické pruhy na Marsu jsou důkazem krátké, rané doby deskové tektonické aktivity.[35] Když skály ztuhly, zachovaly si magnetismus, který v té době existoval. Předpokládá se, že magnetické pole planety je způsobeno pohyby tekutin pod povrchem.[36][37][38] Existují však určité rozdíly mezi magnetickými pruhy na Zemi a těmi na Marsu. Marťanské pruhy jsou širší, mnohem silněji zmagnetizované a nezdá se, že by se šířily z oblasti střední krustální šíření. Protože oblast obsahující magnetické pruhy je stará asi 4 miliardy let, předpokládá se, že globální magnetické pole pravděpodobně trvalo pouze prvních několik set milionů let života Marsu, kdy mohla teplota roztaveného železa v jádru planety byla dostatečně vysoká na to, aby to promíchala do magnetického dynama V blízkosti velkých nárazových nádrží, jako je Hellas, nejsou žádná magnetická pole. Šok z nárazu mohl vymazat zbytkovou magnetizaci ve skále. Takže magnetismus produkovaný časným pohybem tekutiny v jádře by po nárazech neexistoval.[39]

Někteří vědci navrhli, aby na počátku své historie Mars vykazoval formu deskové tektoniky. Asi před 3,93 miliardami let se Mars stal jednou deskovou planetou s superplémem pod Tharsis.[40][41][42]

Když roztavená hornina obsahuje magnetický materiál, jako je např hematit (Fe2Ó3), ochlazuje a tuhne v přítomnosti magnetického pole, magnetizuje se a zaujímá polaritu pole pozadí. Tento magnetismus je ztracen pouze v případě, že se hornina následně zahřeje nad určitou teplotu (Curieův bod, který je pro železo 770 ° C). Magnetismus ponechaný v horninách je záznamem magnetického pole, když hornina ztuhla.[43]

Duny

Duny, včetně barchanů, jsou přítomny v čtyřúhelníku Eridania a některých obrázcích níže. Když jsou perfektní podmínky pro výrobu písečných dun, stálý vítr v jednom směru a jen tolik písku, vytvoří se písečná duna Barchan. Barchani mají mírný sklon na straně větru a mnohem strmější sklon na straně závětří, kde se často tvoří rohy nebo zářez.[44] Může se zdát, že se celá duna pohybuje větrem. Pozorování dun na Marsu nám může říci, jak silné jsou větry a také jejich směr. Pokud jsou snímky pořizovány v pravidelných intervalech, lze na duně nebo na vlnách na povrchu duny vidět změny. Na Marsu mají duny často tmavou barvu, protože byly vytvořeny ze společného vulkanického skalního čediče. V suchém prostředí se tmavé minerály v čediči, jako je olivín a pyroxen, nerozkládají jako na Zemi. Ačkoli vzácný, nějaký tmavý písek se nachází na Havaji, který má také mnoho sopek vypouštějících čedič. Barchan je ruský výraz, protože tento typ duny byl poprvé spatřen v pouštních oblastech Turkistánu.[45]Část větru na Marsu vzniká, když se na jaře zahřívá suchý led u pólů. V té době tuhý oxid uhličitý (suchý led) sublimuje nebo se mění přímo na plyn a spěchá pryč vysokou rychlostí. Každý marťanský rok 30% oxidu uhličitého v atmosféře zamrzne a pokryje pól, který prožívá zimu, takže existuje velký potenciál pro silný vítr.[46]

  • Kráter Huggins, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Duny a stopy prachu ďábla na podlaze kráteru Huggins, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Tmavé pruhy na dunách jsou stopy prachu ďábla. Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrazu kráteru Huggins.

  • Kráter Hadley, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Duny na podlaze kráteru Hadley, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Poznámka: toto je zvětšení předchozího obrazu kráteru Hadley.

  • Tmavé duny, jak je vidí HiRISE pod Program HiWish. Temné duny jsou složeny z vyvřeliny čedič. Tmavé pole uprostřed fotografie ukazuje oblast zvětšenou na dalším obrázku. Stupnice je dlouhá 500 metrů.

  • Zblízka temných dun, jak je vidět pod HiRISE pod Program HiWish. Obraz je ve své nejdelší dimenzi o něco více než 1 km. Umístění tohoto obrázku je zobrazeno na předchozím obrázku.

  • Duny, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Poloha je Eridania quadrangle.

  • Duny na dně kráteru, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish

  • Široký pohled na duny poblíž kráterů, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish

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

  • Blízký pohled na duny poblíž kráteru, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zavřít, barevný pohled na duny, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

Ledové rysy

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.[47][48][stránka potřebná ] 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.[47][49][50][51][52][53][54][55][56]

Hlavní článek: Ledovce na Marsu

  • Ledové rysy v kráteru Arrhenius, jak je viděla HiRISE pod Program HiWish. Šipky ukazují na staré ledovce.

  • Cruls Crater, jak je vidět z kamery CTX (zapnuto Mars Reconnaissance Orbiter ). Šipky označují staré ledovce.

  • Staré ledovce v Cruls Crater, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Jezero Romer Ledovec Elephant Foot v Arktidě Země, jak ho vidí Landsat 8. Tento obrázek ukazuje několik ledovců, které mají stejný tvar jako mnoho prvků na Marsu, o nichž se předpokládá, že jsou také ledovce.

  • Flow, jak je vidět na HiRISE v rámci programu HiWish

jezero

Viz také: Jezera na Marsu

Eridania Basin, který se nachází v blízkosti 180 E a 30 South, je myšlenka k obsahovali velké jezero s hloubkou 1 km v místech.[57] Pánev se skládá ze skupiny erodovaných a spojených topograficky dopadových pánví. Odhaduje se, že jezero má rozlohu 3 000 000 kilometrů čtverečních. Voda z tohoto jezera vstoupila do Ma'adim Vallis, která začíná na severní hranici jezera.[58] Je obklopen údolními sítěmi, které všechny končí ve stejné nadmořské výšce, což naznačuje, že se vyprázdnily do jezera.[59] V této oblasti byly zjištěny jílové minerály bohaté na magnessium a opalinový oxid křemičitý.[60] Tyto minerály jsou v souladu s přítomností velkého jezera.[58]

  • Mapa zobrazující odhadovanou hloubku vody v různých částech moře Eridania. Tato mapa má průměr asi 530 mil.

  • Funkce kolem Eridania Sea označené

Oblast tohoto jezera vykazuje silné důkazy o starodávném magnetismu na Marsu.[61] Bylo navrženo, že kůra byla zde roztažena, stejně jako dál hranice desek na Zemi. Existuje vysoká úroveň draslík v oblasti, která může ukazovat na zdroj hlubokého pláště vulkanismu nebo velkých změn v kůře.[62][63][64]

Pozdější výzkum s CRISM zjistil silné usazeniny o tloušťce více než 400 metrů, které obsahovaly minerály saponit, mastek-saponit, bohatý na Fe slída (například, glaukonit -nontronit ), Fe- a Mg-serpentin, Mg-Fe-Ca-uhličitan a pravděpodobný Fe-sulfid. Sulfid Fe se pravděpodobně vytvořil v hluboké vodě z vody ohřáté sopky. Analýzy z Mars Reconnaissance Orbiter poskytl důkazy o dávných ložiscích hydrotermálního mořského dna v povodí Eridania, což tomu nasvědčuje hydrotermální průduchy čerpal vodu naplněnou minerály přímo do tohoto starodávného marťanského jezera.[65][66]

  • Hlubinná ložiska z dna Eridanského moře. Mesy na podlaze jsou tam, protože byly chráněny před intenzivní erozí hlubokou vodou / ledovou pokrývkou. KRIZMUS měření ukazují, že minerály mohou pocházet z hydrotermálních ložisek na mořském dně. Život možná vznikl v tomto moři.

  • Schéma ukazující, jak sopečná činnost mohla způsobit ukládání minerálů na dně Eridanského moře. Chloridy se ukládaly podél pobřeží odpařováním.

Krátery

  • Kráter, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish, jsou také viditelné.

  • Podlaha kráteru ve tvaru liché tváře, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish Rámeček označuje, kde je umístěn další obrázek.

  • Detail části stěny kráteru uvedené na předchozí fotografii. Zdá se, že ve zdi jsou drážky. Snímek byl pořízen pomocí HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Povrch na podlaze kráteru, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Kráter Arrhenius, jak je viděn kamerou CTX (zapnuto Mars Reconnaissance Orbiter ).

  • Kráter Wells, jak je vidět z kamery CTX (zapnuto Mars Reconnaissance Orbiter ).

  • Stopy prachu ďábla podél okraje kráteru Wells, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Poznámka: toto je zvětšení předchozího obrazu kráteru Wells.

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

  • Vpusti v kráteru Rossby, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrázku západní strany kráteru Rossby.

  • Martzův kráter, jak je vidět na CTXcamera (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Vpusti na centrální kopeček v kráteru Martz, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Poznámka: Toto je zvětšení předchozího obrazu kráteru Martze.

  • Kráter Campbell, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Stopy prachu ďábla, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Poznámka: toto je zvětšení předchozího obrazu kráteru Campbell.

  • Kráter Haldane, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Tmavé části na podlaze jsou duny.

  • Vinogradský kráter, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Kněžský kráter, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

Plášť závislý na zeměpisné šířce

Velká část marťanského povrchu je pokryta silnou vrstvou pláště bohatou na led, která v minulosti několikrát spadla z nebe.[67][68][69] Na některých místech je v plášti vidět několik vrstev.[70] Některé povrchy v Eridanii jsou pokryty touto ledově bohatou pláštěm. Na některých místech povrch zobrazuje důlkovou nebo členitou strukturu; tyto textury připomínají materiál, který kdysi držel led, který od té doby zmizel a umožnil, aby se zbývající půda zhroutila do podpovrchu.[71]

  • Vrstvy pláště, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Blízký pohled na místa pokrytá a nepokrytá vrstvou pláště, která padá z oblohy při změně podnebí.

  • Široký pohled na kráter s regiony pláště závislého na zeměpisné šířce, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bližší pohled na kráter s regiony pláště závislého na zeměpisné šířce, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish

Kanály

Existují obrovské důkazy o tom, že voda jednou tekla v údolích řek na Marsu.[72][73] Snímky zakřivených kanálů byly pozorovány na obrázcích z kosmické lodi Marsu z počátku sedmdesátých let s Mariner 9 orbiter.[74][75][76][77] 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.[78][79]

  • Kanál, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Průřez kanálu napříč žlabem, jak to vidí HiRISE v rámci programu HiWish Žlab a kanál jsou označeny.

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

  • Kanál, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Kanály, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Kanály, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Kanály, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Kanály, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Kanál, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Kanály, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish Zdá se, že tyto kanály časem zmizí. Možná budou na chvíli jít pod zem.

  • Kanál na podlaze údolí, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish Malý kanál se mohl vytvořit někdy po větším údolí; proto zde mohla být voda vícekrát.

Další funkce čtyřúhelníku Eridania

  • Mapa čtyřúhelníku Eridania s velkými krátery.

  • Ariadne Colles Chaos, jak ji vidí HiRISE. Původní obrázek zobrazuje mnoho zajímavých detailů. Měřítko je 500 metrů dlouhé.

  • Hummocks in Ariadness Colles, as seen by HiRISE. Pravý obrázek je zvětšení části druhého obrázku.

  • Podlaha kráteru, jak ji vidí HiRISE pod Program HiWish. Drsný povrch byl produkován ledem opouštějícím zem. V kráteru se nahromadilo mnoho ledu, který je pokryt kameny a špínou.

  • Dno kráteru ukazující mozkový terén, jak je viděno HiRISE v rámci programu HiWish

  • Hřebeny vystavené zpod tmavé vrstvy, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Vrstvy, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

Soubor: ESP 055104 1385pyramid.jpg | Vrstvený prvek v kráteru, jak jej 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.[80][81] Čísla čtyřúhelníků (počínaje MC pro „Mars Chart“)[82] 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. ^ Grant, J. a P. Schultz. 1990. Gradační epochy na Marsu: Důkazy ze západu na severozápad od Isidis Basin and Electric. Ikar: 84. 166-195.
  3. ^ Edgett, K. a kol. 2003. Marťanské vpusti v polárních a středních šířkách: Pohled z MGS MOC po 2 marťanských letech na mapovací oběžné dráze. Měsíční planeta. Sci. 34. Abstrakt 1038.
  4. ^ A b http://www.planetary.brown.edu/pdfs/3138.pdf
  5. ^ A b Dickson, J .; et al. (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. Bibcode:2007Icar..188..315D. doi:10.1016 / j.icarus.2006.11.020.
  6. ^ http://www.psrd.hawaii.edu/Aug03/MartianGullies.html
  7. ^ Heldmann, J .; Mellon, M. (2004). „Pozorování marťanských vpustí a omezení mechanismů formování potenciálu. 2004“. Icarus. 168 (2): 285–304. Bibcode:2004Icar..168..285H. doi:10.1016 / j.icarus.2003.11.024.
  8. ^ Zapomeňte na F. a kol. 2006. Příběh planety Mars z jiného světa. Praxis Publishing. Chichester, Velká Británie.
  9. ^ Heldmann, J .; Mellon, M. (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.
  10. ^ http://www.space.com/scienceastronomy/mars_aquifer_041112.html
  11. ^ Harris, A a E. Tuttle. 1990. Geologie národních parků. Nakladatelská společnost Kendall / Hunt. Dubuque, Iowa
  12. ^ Malin, M. a K. Edgett. 2001. Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: Meziplanetární plavba primární misí. J. Geophys. Res .: 106, 23429-23570
  13. ^ Mustard, J. a kol. 2001. Důkazy o nedávných změnách klimatu na Marsu z identifikace mladistvého přízemního ledu. Příroda 412. 411-414.
  14. ^ Carr, M (2001). "Mars Global Surveyor pozorování rozrušeného terénu". J. Geophys. Res. 106 (E10): 23571–23595. Bibcode:2001JGR ... 10623571C. doi:10.1029 / 2000je001316.
  15. ^ Zprávy NBC
  16. ^ Head, J. W. (2008). „Tvorba vpustí na Marsu: Souvislost s nedávnou historií klimatu a slunečními mikroprostředím implikuje vznik toku povrchové vody“. Sborník Národní akademie věd. 105 (36): 13258–13263. Bibcode:2008PNAS..10513258H. doi:10.1073 / pnas.0803760105. PMC  2734344. PMID  18725636.
  17. ^ Head, J .; et al. (2008). „Tvorba vpustí na Marsu: Souvislost s nedávnou historií klimatu a slunečními mikroprostředím implikuje vznik toku povrchové vody“. PNAS. 105 (36): 13258–13263. Bibcode:2008PNAS..10513258H. doi:10.1073 / pnas.0803760105. PMC  2734344. PMID  18725636.
  18. ^ Christensen, P (2003). „Vznik nedávných marťanských vpustí roztavením rozsáhlých sněhových nánosů bohatých na vodu“. Příroda. 422 (6927): 45–48. Bibcode:2003 Natur.422 ... 45C. doi:10.1038 / nature01436. PMID  12594459. S2CID  4385806.
  19. ^ http://news.nationalgeographic.com/news/2008/03/080319-mars-gullies_2.html
  20. ^ Jakosky, B .; Carr, M. (1985). „Možné srážení ledu v nízkých zeměpisných šířkách Marsu během období vysoké šikmosti“. Příroda. 315 (6020): 559–561. Bibcode:1985 Natur.315..559J. doi:10.1038 / 315559a0. S2CID  4312172.
  21. ^ Jakosky, B .; et al. (1995). „Chaotická šikmost a povaha marťanského podnebí“. J. Geophys. Res. 100 (E1): 1579–1584. Bibcode:1995JGR ... 100,1579J. doi:10.1029 / 94je02801.
  22. ^ MLA NASA / Jet Propulsion Laboratory (2003, 18. prosince). Mars může vzniknout z doby ledové. ScienceDaily. Citováno 19. února 2009 z http://www.sciencedaily.com /releases/2003/12/031218075443.htmAds by GoogleAdvertise
  23. ^ Hecht, M (2002). "Metastabilita kapalné vody na Marsu". Icarus. 156 (2): 373–386. Bibcode:2002Icar..156..373H. doi:10.1006 / icar.2001.6794.
  24. ^ Peulvast, J. Physio-Geo. 18. 87-105.
  25. ^ Costard, F. a kol. 2001. Debris Flows on Mars: Analogy with Terrestrial Periglacial Environment and Climatic Implications. Lunar and Planetary Science XXXII (2001). 1534.pdf
  26. ^ http://www.spaceref.com:16090/news/viewpr.html?pid=7124[trvalý mrtvý odkaz ],
  27. ^ Clow, G (1987). "Tvorba kapalné vody na Marsu roztavením prašného sněhu". Icarus. 72 (1): 95–127. Bibcode:1987Icar ... 72 ... 95C. doi:10.1016/0019-1035(87)90123-0.
  28. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_00481_2410
  29. ^ http://marsrovers.jpl.nasa.gov/gallery/press/spirit/20070412a.html
  30. ^ „Archivovaná kopie“. Archivovány od originál dne 28.10.2011. Citováno 2012-01-19.CS1 maint: archivovaná kopie jako titul (odkaz)
  31. ^ Reiss, D .; et al. (2011). „Multitemporální pozorování identických aktivních prachových ďáblů na Marsu pomocí stereofonní kamery s vysokým rozlišením (HRSC) a Mars Orbiter Camera (MOC)“. Icarus. 215 (1): 358–369. Bibcode:2011Icar..215..358R. doi:10.1016 / j.icarus.2011.06.011.
  32. ^ Barlow, N. 2008. Mars: Úvod do jejího interiéru, povrchu a atmosféry. Cambridge University Press
  33. ^ Zapomeňte na Françoise; Costard, François; Lognonné, Philippe (12. prosince 2007). Planet Mars: Story of Another World. ISBN  978-0-387-48925-4.
  34. ^ Taylor, Fredric W. (10. prosince 2009). Vědecký průzkum Marsu. ISBN  978-0-521-82956-4.
  35. ^ http://www.space.com/scienceastronomy/mars-plate-tectonics-recent-past-110103.html
  36. ^ Connerney, J. a kol. 1999. Magnetické lineace ve starověké kůře Marsu. Věda: 284. 794-798.
  37. ^ Langlais, B. a kol. 2004. Magnetické pole kůry Marsu Journal of Geophysical Research 109: EO2008
  38. ^ Connerney, J .; et al. (2005). „Tektonické důsledky magnetismu kůry na Marsu“. Sborník Národní akademie věd USA. 102 (42): 14970–14975. Bibcode:2005PNAS..10214970C. doi:10.1073 / pnas.0507469102. PMC  1250232. PMID  16217034.
  39. ^ Acuna, M .; et al. (1999). „Globální distribuce magnetizace kůry objevená experimentem MAG / ER Mars Global Surveyor“. Věda. 284 (5415): 790–793. Bibcode:1999Sci ... 284..790A. doi:10.1126 / science.284.5415.790. PMID  10221908.
  40. ^ Baker, V. a kol. 2017. VODÁRSKÝ PŮVOD A VÝVOJ MARSU: GEOLOGICKÁ PERSPEKTIVA. Lunar and Planetary Science XLVIII (2017). 3015.pdf
  41. ^ Baker, V. a kol. 2004. TENTATIVNÍ TEORIE DLOUHODOBÉHO GEOLOGICKÉHO A HYDROLOGICKÉHO VÝVOJE MARS. Lunar and Planetary Science XXXV (2004) 1399.pdf.
  42. ^ Baker, V. a kol. 2002. TEORIE GEOLOGICKÉHO VÝVOJE MARSU A SOUVISEJÍCÍ SYNTÉZY (GEOMARS). Lunar and Planetary Science XXXIII (2002). 1586pdf.
  43. ^ http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=31028&fbodylongid=645
  44. ^ Pye, Kenneth; Haim Tsoar (2008). Liparské písky a písečné duny. Springer. str. 138. ISBN  9783540859109.
  45. ^ http://www.britannica.com/EBchecked/topic/53068/barchan
  46. ^ Mellon, J. T .; Feldman, W. C .; Prettyman, T. H. (2003). "Přítomnost a stabilita přízemního ledu na jižní polokouli Marsu". Icarus. 169 (2): 324–340. Bibcode:2004Icar..169..324M. doi:10.1016 / j.icarus.2003.10.022.
  47. ^ A b Série „Povrch Marsu“: Cambridge Planetary Science (č. 6) ISBN  978-0-511-26688-1 Michael H. Carr, geologický průzkum Spojených států, Menlo Park
  48. ^ Kieffer, H. a kol. 1992. Mars. University of Arizona Press. Tucson. ISBN  0-8165-1257-4
  49. ^ Milliken, R.E .; Mustard, J. F .; Goldsby, D. L. (2003). „Funkce viskózního toku na povrchu Marsu: Pozorování ze snímků Mars Orbiter Camera (MOC) s vysokým rozlišením“. Journal of Geophysical Research. 108 (E6): 5057. Bibcode:2003JGRE..108,5057M. doi:10.1029 / 2002je002005.
  50. ^ Squyres, S.W .; Carr, M.H. (1986). „Geomorfní důkazy o distribuci ledu na Marsu“. Věda. 213 (4735): 249–253. Bibcode:1986Sci ... 231..249S. doi:10.1126 / science.231.4735.249. PMID  17769645. S2CID  34239136.
  51. ^ Head, J.W .; Marchant, D.R .; Dickson, J.L .; Kress, A.M. (2010). „Kritéria pro uznávání depozitů pokrytých troskami ledovců a údolních ledovců“. Planeta Země. Sci. Lett. 294: 306–320. Bibcode:2010E & PSL.294..306H. doi:10.1016 / j.epsl.2009.06.041.
  52. ^ Holt, J.W .; et al. (2008). „Radar znějící důkazy pro pohřbené ledovce v jižních středních zeměpisných šířkách Marsu“. Věda. 322 (5905): 1235–1238. Bibcode:2008Sci ... 322.1235H. doi:10.1126 / science.1164246. PMID  19023078. S2CID  36614186.
  53. ^ Morgan, GA; Head, J.W .; Marchant, D.R. (2009). „Lineated valley fill (LVF) and lobate debris aprons (LDA) in the Deuteronilus Mensae northern dichotomy boundary region, Mars: Constraints on the rozměr, věk a epizodicita amazonských glaciálních událostí“. Icarus. 202 (1): 22–38. Bibcode:2009Icar..202 ... 22M. doi:10.1016 / j.icarus.2009.02.017.
  54. ^ Plaut, J.J .; Safaeinili, A .; Holt, J.W .; Phillips, R.J .; Head, J.W .; Sue, R .; Putzig, A. (2009). „Frigeri Radar důkaz ledu v zástěrech laločnatých trosek ve střední severní šířce Marsu“. Geophys. Res. Lett. 36 (2): L02203. Bibcode:2009GeoRL..36.2203P. doi:10.1029 / 2008gl036379.
  55. ^ Baker, D.M.H .; Head, J.W .; Marchant, D.R. (2010). „Tokové struktury zástěrek laločnatého odpadu a liniového údolí vyplňují severně od Ismeniae Fossae, Mars: Důkazy o rozsáhlém zalednění střední šířky v pozdní Amazonii“. Icarus. 207 (1): 186–209. Bibcode:2010Icar..207..186B. doi:10.1016 / j.icarus.2009.11.017.
  56. ^ Arfstrom, J. (2005). "Pozemské analogy a vzájemné vztahy". Icarus. 174 (2): 321–335. Bibcode:2005Icar..174..321A. doi:10.1016 / j.icarus.2004.05.026.
  57. ^ Irwin, R .; et al. (2004). „2004“. J. Geophys. Res. 109 (E12): E12009. Bibcode:2004JGRE..10912009I. doi:10.1029 / 2004je002287.
  58. ^ A b Michalski, J., E. Noe Dobrea1, C. Weitz. 2015. Jíly bohaté na Mg a ložiska nesoucí oxid křemičitý v Eridanské pánvi: Možné důkazy o starých mořských ložiscích na Marsu. 46. ​​konference o lunární a planetární vědě. 2754.pdf
  59. ^ Baker, D., J. Head. 2014. 44. LPSC, abstrakt # 1252
  60. ^ Cuadros, J .; et al. (2013). „Krystalová chemie interstratifikovaných minerálů Mg / Fe-jíl z hydrotermálních lokalit na mořském dně“ (PDF). Chem. Geol. 360–361: 142–158. Bibcode:2013ChGeo.360..142C. doi:10.1016 / j.chemgeo.2013.10.016.
  61. ^ Connerney, J .; et al. (2005). „Tektonické důsledky magnetismu kůry na Marsu“. Proc. Natl. Acad. Sci. USA. 102 (42): 14970–14975. Bibcode:2005PNAS..10214970C. doi:10.1073 / pnas.0507469102. PMC  1250232. PMID  16217034.
  62. ^ Hahn, B .; et al. (2011). „Produkce povrchového tepla na Marsu a tok tepla v kůře ze spektrometrie Gamma-Ray Mars Odyssey“. Geophys. Res. Lett. 38 (14): L14203. Bibcode:2011GeoRL..3814203H. doi:10.1029 / 2011gl047435.
  63. ^ Staudigel, H. 2013. Pojednání o geochemii 2. vydání, sv. 4 (eds Holland, H. & Turekian, K.), 583–606.
  64. ^ Taylor, G .; et al. (2006). "Variace K / Th na Marsu". J. Geophys. Res. 111 (E3): 1–20. Bibcode:2006JGRE..111.3S06T. doi:10.1029 / 2006JE002676.
  65. ^ Studie na Marsu přináší stopy možné kolébce života. News NASA, 6. října 2017.
  66. ^ Michalski, JR; Dobrea, EZN; Niles, PB; Cuadros, J (2017). „Starodávná hydrotermální ložiska mořského dna v Eridanské pánvi na Marsu“. Nat Commun. 8: 15978. Bibcode:2017NatCo ... 815978M. doi:10.1038 / ncomms15978. PMC  5508135. PMID  28691699.
  67. ^ Hecht, M (2002). "Metastabilita vody na Marsu". Icarus. 156: 373–386. Bibcode:2002Icar..156..373H. doi:10.1006 / icar.2001.6794.
  68. ^ Mustard, J .; et al. (2001). „Důkazy o nedávných změnách klimatu na Marsu z identifikace mladistvého téměř povrchového přízemního ledu“. Příroda. 412 (6845): 411–414. Bibcode:2001 Natur.412..411M. doi:10.1038/35086515. PMID  11473309. S2CID  4409161.
  69. ^ Pollack, J .; Colburn, D .; Flaser, F .; Kahn, R .; Carson, C .; Pidek, D. (1979). "Vlastnosti a účinky prachu suspendovaného v marťanské atmosféře". J. Geophys. Res. 84: 2929–2945. Bibcode:1979JGR .... 84.2929P. doi:10.1029 / jb084ib06p02929.
  70. ^ http://www.uahirise.org/ESP_048897_2125
  71. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_006736_1325
  72. ^ Baker, V .; et al. (2015). „Fluviální geomorfologie na planetárních površích podobných Zemi: recenze“. Geomorfologie. 245: 149–182. doi:10.1016 / j.geomorph.2015.05.002. PMC  5701759. PMID  29176917.
  73. ^ Carr, M. 1996. in Water on Mars. Oxford Univ. Lis.
  74. ^ Baker, V. 1982. Kanály Marsu. Univ. of Tex. Press, Austin, TX
  75. ^ Baker, V .; Strom, R .; Gulick, V .; Kargel, J .; Komatsu, G .; Kale, V. (1991). "Starověké oceány, ledové příkrovy a hydrologický cyklus na Marsu". Příroda. 352 (6336): 589–594. Bibcode:1991 Natur.352..589B. doi:10.1038 / 352589a0. S2CID  4321529.
  76. ^ Carr, M (1979). "Formování marťanských povodňových charakteristik uvolňováním vody z uzavřených vodonosných vrstev". J. Geophys. Res. 84: 2995–300. Bibcode:1979JGR .... 84,2995C. doi:10.1029 / jb084ib06p02995.
  77. ^ Komar, P (1979). "Porovnání hydrauliky vodních toků v odtokových kanálech Marsu s průtoky podobného rozsahu na Zemi". Icarus. 37 (1): 156–181. Bibcode:1979Icar ... 37..156K. doi:10.1016/0019-1035(79)90123-4.
  78. ^ http://spaceref.com/mars/how-much-water-was-needed-to-carve-valleys-on-mars.html
  79. ^ Luo, W .; et al. (2017). „Odhad objemu nové marťanské údolí v souladu se starým oceánem a teplým a vlhkým podnebím“. Příroda komunikace. 8: 15766. Bibcode:2017NatCo ... 815766L. doi:10.1038 / ncomms15766. PMC  5465386. PMID  28580943.
  80. ^ Morton, Oliver (2002). Mapování Marsu: Věda, představivost a zrod světa. New York: Picador USA. str. 98. ISBN  0-312-24551-3.
  81. ^ „Atlas Marsu online“. Ralphaeschliman.com. Citováno 16. prosince 2012.
  82. ^ „PIA03467: Širokoúhlá mapa Marsu MGS MOC“. Photojournal. Laboratoř NASA / Jet Propulsion Laboratory. 16. února 2002. Citováno 16. prosince 2012.

Další čtení

  • Lorenz, R. 2014. The Dune Whisperers. Planetární zpráva: 34, 1, 8-14
  • Lorenz, R., J. Zimbelman. 2014. Dune Worlds: How Windblown Sand Shapes Planetary Landscapes. Springer Praxis Books / Geofyzikální vědy.

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)