Důkazy o vodě na Marsu z Mars Odyssey - Evidence of water on Mars from Mars Odyssey
Důkazy o vodě na Marsu z Mars Odyssey je o pozorováních a Mars orbiter, pojmenovaný 2001 Mars Odyssey, podporující důkazy o vodě na této planetě.
Důkaz
Mars Odyssey našel mnoho důkazů o vodě na Marsu ve formě obrázků a pomocí spektrometru dokázal, že velká část země je plná ledu. V červenci 2003 na konferenci v Kalifornii bylo oznámeno, že Spektrometr gama záření (GRS) na palubě Mars Odyssey objevila obrovské množství vody na rozsáhlých oblastech Marsu. Mars má dostatek ledu těsně pod povrchem, aby dvakrát naplnil Michiganské jezero.[1] Na obou hemisférách, od 55 stupňů zeměpisné šířky k pólům, má Mars vysokou hustotu ledu těsně pod povrchem; jeden kilogram půdy obsahuje asi 500 g vodního ledu. Ale blízko rovníku je v půdě pouze 2 až 10% vody.[2][3] Vědci se domnívají, že velká část této vody je uzavřena v chemické struktuře minerálů, jako jsou jíl a sulfáty. Předchozí studie s infračervenými spektroskopy poskytly důkazy o malém množství chemicky nebo fyzicky vázané vody.[4][5]
Vikingští přistávači zjistili nízkou hladinu chemicky vázané vody v marťanské půdě.[6] Předpokládá se, že ačkoliv horní povrch obsahuje jen asi procenta vody, led může ležet jen o několik stop hlouběji. Některé oblasti, Arabia Terra, Amazonský čtyřúhelník, a Elysium čtyřúhelník obsahují velké množství vody.[2][7] Analýza dat naznačuje, že jižní polokoule může mít vrstvenou strukturu.[8] Oba póly ukazovaly pohřbený led, ale severní pól nebyl blízko, protože byl pokryt sezónním oxidem uhličitým (suchý led). Když byla měření shromážděna, byla zima u severního pólu, takže oxid uhličitý zamrzl na povrchu vodního ledu.[1] Dále pod povrchem může být mnohem více vody; přístroje na palubě Mars Odyssey jsou schopné studovat jen asi nejvyšší metr půdy. Pokud by všechny díry v půdě byly vyplněny vodou, odpovídalo by to globální vrstvě vody hluboké 0,5 až 1,5 km.[9]
The Přistávací modul Phoenix potvrdil počáteční nálezy Mars Odyssey.[10] Nalezl led několik palců pod povrchem a led měl hloubku nejméně 8 palců. Když je led vystaven marťanské atmosféře, pomalu sublimuje. Ve skutečnosti byla část ledu odhalena přistávacími raketami plavidla.[11]

Tisíce obrazů vrácených z Odyssey podporují myšlenku, že na Marsu kdysi teklo po jeho povrchu velké množství vody. Některé obrázky ukazují vzory rozvětvených údolí. Jiné ukazují vrstvy, které se mohly vytvořit pod jezery. Byly identifikovány delty.[12]Po mnoho let vědci věřili, že ledovce existují pod vrstvou izolačních hornin.[13][14][15][16][17]Lineační výplň údolí je jedním z příkladů těchto ledem pokrytých hornin. Nacházejí se na podlahách některých kanálů. Jejich povrchy mají vyvýšené a rýhované materiály, které se odklánějí kolem překážek. Některé ledovce na Zemi vykazují takové rysy. Podlahové vklady mohou souviset s Lobatové zástěry trosek, u nichž bylo prokázáno, že obsahují velké množství ledu obíhajícím kolem radaru.[16][17][18]
Níže uvedené obrázky pořízené pomocí THEMIS nástroj na palubě Mars Odyssey, ukázat příklady funkcí, které jsou spojeny s vodou přítomnou v současnosti nebo v minulosti.[19]
Funkce odtoku v Reull Vallis. Kliknutím na obrázek zobrazíte vztah Reull Vallis k dalším funkcím. Poloha je Hellasův čtyřúhelník.
Reull Vallis s vložkou na podlaze. Kliknutím na obrázek zobrazíte vztah k dalším funkcím. Předpokládá se, že usazeniny na dně vznikají pohybem ledu. Poloha je Hellasův čtyřúhelník.
Auqakuh Vallis. Najednou pokrýval celou oblast tmavá vrstva, nyní zůstalo jen několik kusů buttes. Kliknutím na obrázek zobrazíte vrstvy. Mohly se vytvořit vrstvy z usazenin na dně jezer.
Huo Hsing Vallis v Čtyřúhelník Syrtis Major. Rovné hřebeny mohou být hráze ve kterém kdysi tekla tekutá hornina.
Nirgal Vallis který běží ve dvou čtyřúhelnících, má funkce vypadající jako ty způsobené oslabení. Nirgal Vallis je jedním z mnoha starověkých říčních údolí, které studoval THEMIS.
Dlouhý kanál Nirgal Vallis kde se připojuje, je zobrazen Uzboi Vallis. Kráter Luki má průměr 21 km.
Nirgal Vallis.
Nirgal Vallis zblízka.
Kanály poblíž Warrego Valles. Tyto rozvětvené kanály jsou silným důkazem tekoucí vody na Marsu, snad během mnohem teplejšího období.
Kráter Semeykin Drenáž Kliknutím na obrázek zobrazíte podrobnosti o krásném drenážním systému. Poloha je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.
Funkce eroze v Ares Vallis - aerodynamický tvar byl pravděpodobně vytvořen tekoucí vodou.
Delta dovnitř Lunae Palus čtyřúhelník.
Delta dovnitř Čtyřúhelník Margaritifer Sinus.
Athabasca Valles ukazující zdroj jeho vody, Cerberus Fossae. Všimněte si zjednodušených ostrovů, které ukazují směr toku na jih. Athabasca Valles je v Elysium čtyřúhelník.
Detail Paduse Vallise. Padus Vallis je v Memnonia čtyřúhelník.
Kanály západně od Echus Chasma. Jemný vzor rozvětvujících se údolí pravděpodobně tvořila voda pohybující se po povrchu. Obrázek je v Coprates čtyřúhelník.
Dendritické kanály na mesách Echus Chasma. Obrázek je široký 20 mil. Obrázek je v Coprates čtyřúhelník.
Rozvětvené kanály na podlaze Melasa Chasmy. Obrázek je v Coprates čtyřúhelník.
Dao Vallis začíná poblíž velké sopky zvané Hadriaca Patera, takže se předpokládá, že za horka dostala vodu magma roztavil obrovské množství ledu ve zmrzlé zemi. Částečně kruhové prohlubně na levé straně kanálu na výše uvedeném obrázku naznačují, že vodou přispívalo i prosakování podzemní vody.[20]V některých oblastech začínají velká říční údolí krajinným prvkem zvaným „Chaos“ nebo Chaotic Terrain. “Předpokládá se, že se zem zhroutila, protože se náhle uvolnilo obrovské množství vody. Příklady chaotického terénu, jak jej zobrazil THEMIS, jsou uvedeny níže .
Bloky v Aramu ukazující možný zdroj vody. Když se uvolnilo velké množství vody, zem se zhroutila. Velké bloky pravděpodobně stále obsahují trochu vodního ledu. Poloha je Čtyřúhelník Oxia Palus.
Obrovské kaňony Aureum Chaos. Kliknutím na obrázek zobrazíte vpusti, které se mohly vytvořit z posledních toků vody. Vpusti jsou v této zeměpisné šířce vzácní. Poloha je Čtyřúhelník Margaritifer Sinus.
Viz také
- Důkazy o vodě na Marsu z Mars Odyssey
- Voda na Marsu
Reference
- ^ A b „Mars Odyssey: Newsroom“. Mars.jpl.nasa.gov. 28. května 2002. Citováno 19. prosince 2010.
- ^ A b [1][mrtvý odkaz ]
- ^ Feldman, W. C. (2004). „Globální distribuce vodíku na blízkém povrchu na Marsu“. Journal of Geophysical Research. 109. Bibcode:2004JGRE..10909006F. doi:10.1029 / 2003JE002160.
- ^ Murche, S .; et al. (1993). "Prostorové variace ve spektrálních vlastnostech jasných oblastí na Marsu". Icarus. 105 (2): 454–468. Bibcode:1993Icar..105..454M. doi:10.1006 / icar.1993.1141.
- ^ "Home Page for Bell (1996) Geochemical Society paper". Marswatch.tn.cornell.edu. Citováno 19. prosince 2010.
- ^ Arvidson, R.; Gooding, James L .; Moore, Henry J. (1989). „Marťanský povrch jako zobrazený, vzorkovaný a analyzovaný vikingskými landery“. Recenze geofyziky. 27: 39–60. Bibcode:1989RvGeo..27 ... 39A. doi:10.1029 / RG027i001p00039.
- ^ Feldman, WC; Boynton, WV; Tokar, RL; Prettyman, TH; Gasnault, O; Squyres, SW; Elphic, RC; Lawrence, DJ; Lawson, SL; et al. (2002). „Globální distribuce neutronů z Marsu: výsledky z Mars Odyssey“. Věda. 297 (5578): 75–78. Bibcode:2002Sci ... 297 ... 75F. doi:10.1126 / science.1073541. PMID 12040088.
- ^ Mitrofanov, I .; Anfimov, D; Kozyrev, A; Litvak, M; Sanin, A; Tret'yakov, V; Krylov, A; Švetsov, V; Boynton, W; et al. (2002). „Mapy podpovrchového vodíku z vysokoenergetického neutronového detektoru, Mars Odyssey“. Věda. 297 (5578): 78–81. Bibcode:2002Sci ... 297 ... 78M. doi:10.1126 / science.1073616. PMID 12040089.
- ^ Boynton, W .; Feldman, WC; Squyres, SW; Prettyman, TH; Bruckner, J; Evans, LG; Reedy, RC; Starr, R; Arnold, JR; et al. (2002). „Distribuce vodíku na blízkém povrchu Marsu: důkazy o podpovrchových ložiscích ledu“. Věda. 297 (5578): 81–85. Bibcode:2002Sci ... 297 ... 81B. doi:10.1126 / science.1073722. PMID 12040090.
- ^ Arvidson, P. H .; Tamppari, L .; Arvidson, R.E .; Bass, D .; Blaney, D .; Boynton, W .; Carswell, A .; Catling, D .; Clark, B .; Duck, T .; Dejong, E .; Fisher, D .; Goetz, W .; Gunnlaugsson, P .; Hecht, M .; Hipkin, V .; Hoffman, J .; Hviid, S .; Keller, H .; Kounaves, S .; Lange, C. F .; Lemmon, M .; Madsen, M .; Malin, M .; Markiewicz, W .; Marshall, J .; McKay, C .; Mellon, M .; Michelangeli, D .; Ming, D. (2008). „Úvod do speciální sekce mise fénix: Experimenty s charakterizací přistávacího místa, přehledy mise a očekávaná věda“ (PDF). Journal of Geophysical Research. 113. Bibcode:2008JGRE..11300A18S. doi:10.1029 / 2008JE003083.
- ^ „Dirt on Mars Lander Soil Findings“. SPACE.com. Citováno 19. prosince 2010.
- ^ Irwin, Rossman P .; Howard, Alan D .; Craddock, Robert A .; Moore, Jeffrey M. (2005). „Intenzivní terminální epocha rozšířené fluviální aktivity na počátku Marsu: 2. Zvýšený odtok a vývoj paleolake“ (PDF). Journal of Geophysical Research. 110. Bibcode:2005JGRE..11012S15I. doi:10.1029 / 2005JE002460.
- ^ Head, J .; Neukum, G .; Jaumann, R .; Hiesinger, H .; Hauber, E .; Carr, M .; Masson, P .; Foing, B .; Hoffmann, H .; et al. (2005). „Tropická akumulace sněhu a ledu, tok a zalednění na Marsu od tropických po střední šířku“. Příroda. 434 (7031): 346–350. Bibcode:2005 Natur.434..346H. doi:10.1038 / nature03359. PMID 15772652.
- ^ „Tok Marsu v toku: ledovce střední šířky | Mars Today - váš každodenní zdroj zpráv o Marsu“. Mars dnes. 17. října 2005. Archivovány od originál 5. prosince 2012. Citováno 19. prosince 2010.
- ^ Richard Lewis (23. dubna 2008). "Ledovce odhalují marťanské klima v poslední době aktivní | Brown University Media Relations". News.brown.edu. Citováno 19. prosince 2010.
- ^ A b Plaut, Jeffrey J .; Safaeinili, Ali; Holt, John W .; Phillips, Roger J .; Head, James W .; Seu, Roberto; Putzig, Nathaniel E .; Frigeri, Alessandro (2009). „Radarové důkazy o ledu v zástěrech laločnatých úlomků ve středních zeměpisných šířkách Marsu“ (PDF). Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 36 (2): n / a. Bibcode:2009GeoRL..3602203P. doi:10.1029 / 2008GL036379.
- ^ A b Holt, J. W .; Safaeinili, A .; Plaut, J. J .; Young, D. A .; Head, J. W .; Phillips, R. J .; Campbell, B. A .; Carter, L. M .; Gim, Y .; Seu, R .; Sharad Team (2008). „Radar znějící důkazy o ledu v zástěrách Lobate Debris poblíž pánve Hellas ve středních šířkách Marsu“ (PDF). Měsíční a planetární věda. XXXIX: 2441. Bibcode:2008LPI ... 39.2441H.
- ^ Plaut, Jeffrey J .; Safaeinili, Ali; Holt, John W .; Phillips, Roger J .; Head, James W .; Seu, Roberto; Putzig, Nathaniel E .; Frigeri, Alessandro (2009). „Radarové důkazy o ledu v zástěrech laločnatých trosek ve střední severní šířce Marsu“ (PDF). Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 36 (2): n / a. Bibcode:2009GeoRL..3602203P. doi:10.1029 / 2008GL036379.
- ^ „Reull Vallis (vydáno 22. října 2002) | Mars Odyssey Mission THEMIS“. Themis.asu.edu. Citováno 19. prosince 2010.
- ^ „Dao Vallis (vydáno 7. srpna 2002) | Mars Odyssey Mission THEMIS“. Themis.asu.edu. Citováno 19. prosince 2010.