Geografie Marsu - Geography of Mars

Vybarvená mapa Marsu ve vysokém rozlišení na základě Vikingský orbiter snímky. Povrchový mráz a vodní ledová mlha rozjasňují nárazovou nádrž Hellas napravo od dolního středu; Syrtis Major těsně nad ním je zatemněno větry, které smetou prach z jeho čedičového povrchu. Zbytky severní a jižní polární ledové čepičky jsou zobrazeny vpravo nahoře a dole, jak se objevují na začátku léta, respektive v minimální velikosti.

The geografie Marsu, také známý jako areografie, znamená vymezení a charakterizaci regionů na Mars. Marťanská geografie se zaměřuje hlavně na to, čemu se říká fyzická geografie na Zemi; to je distribuce fyzických vlastností po Marsu a jejich kartografický reprezentace.

Dějiny

Hlavní článek: Historie pozorování Marsu
Mapa Marsu od Giovanniho Schiaparelliho. Sever je v horní části této mapy; na většině map Marsu nakreslených dříve průzkum vesmíru konvence mezi astronomové bylo dát jih na vrchol, protože teleskopický obrázek a planeta je obráceně.

První podrobná pozorování Marsu byla pozemská dalekohledy. Historie těchto pozorování je poznamenána opozice Marsu, když je planeta nejblíže Zemi, a proto je nejsnadněji viditelná, ke kterým dochází každých pár let. Ještě pozoruhodnější jsou perihelické opozice Marsu, které se vyskytují přibližně každých 16 let, a které se odlišují, protože Mars je nejblíže Zemi a Jupiteru přísluní takže je ještě blíž k Zemi.

V září 1877 (5. září došlo k perihelické opozici Marsu), italština astronom Giovanni Schiaparelli zveřejnil první podrobnou mapu města Mars. Tyto mapy zejména obsahovaly prvky, které nazval canali („kanály“), které se později ukázaly jako optická iluze. Tyto canali byly údajně dlouhé přímé linie na povrchu Marsu, kterým dal jména slavných řek na Zemi. Jeho termín byl populárně nesprávně přeložen jako kanály, a tak začal Marťanský kanál kontroverze.

Po těchto pozorováních se dlouho věřilo, že Mars obsahuje obrovské moře a vegetaci. Nebylo to dokud kosmická loď navštívil planetu během NASA je Námořnické mise v 60. letech byly tyto mýty vyvráceny. Některé mapy Marsu byly vyrobeny na základě dat z těchto misí, ale to nebylo až do Mars Global Surveyor mise zahájená v roce 1996 a končící na konci roku 2006, byly získány úplné a extrémně podrobné mapy. Tyto mapy jsou nyní k dispozici online na adrese http://www.google.com/mars/

Kartografie

The Geologický průzkum Spojených států definuje třicet kartografických čtyřúhelníků pro povrch Marsu. To lze vidět níže.

Mars Quad Map
Mars Quad Map
Obrázek výše obsahuje odkazy, na které lze kliknoutKlikací obrázek z 30 kartografických čtyřúhelníky Marsu, definované USGS.[1][2] Čísla čtyřúhelníků (počínaje MC pro „Mars Chart“)[3] 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.

Topografie

Topografická mapa Marsu s vysokým rozlišením založená na Mars Global Surveyor laserový výškoměr výzkum vedený Maria Zuber a David Smith. Sever je nahoře. Pozoruhodné funkce patří Tharsis sopky na západě (včetně Olympus Mons ), Valles Marineris na východ od Tharsis a Povodí Hellas na jižní polokouli.
STL 3D model Marsu s 20násobnou nadsázkou pomocí dat z Mars Global Surveyor Laserový výškoměr Mars Orbiter.
Mars, 2001, se spodní polární ledovou čepičkou viditelnou na dně.
Severní polární oblast s ledovcem.

Vzhledem k tomu, že se jedná o planeta, geografie Marsu se značně liší. Nicméně dichotomie z Marťanská topografie je zarážející: severní pláně zploštělé lávovými proudy kontrastují s jižní vysočinou, postavenou a kráterovanou dávnými dopady. Povrch Marsu při pohledu ze Země je následně rozdělen na dva druhy oblastí, které se liší albedo. Bledší pláně pokryté prachem a pískem bohaté na načervenalé oxidy železa byly kdysi považovány za marťanské „kontinenty“ a křestní jména jako Arabia Terra (země Arábie) nebo Amazonis Planitia (Amazonská pláň). Temné rysy byly považovány za moře, odtud jejich jména Mare Erythraeum, Mare Sirenum a Polární záře. Největší tmavý útvar pozorovaný ze Země je Syrtis Major Planum.

The štítová sopka, Olympus Mons (Mount Olympus), se tyčí 22 km nad okolními sopečnými pláněmi a je nejvyšší známou horou jakékoli planety ve sluneční soustavě.[4] Je v obrovské horské oblasti zvané Tharsis, který obsahuje několik velkých sopek. Vidět seznam hor na Marsu. Oblast Tharsis na Marsu má také největší kaňonový systém sluneční soustavy, Valles Marineris nebo Námořník Údolí, který je dlouhý 4 000 km a hluboký 7 km. Mars je zjizvený také bezpočtem impaktní krátery. Největší z nich je Dopadové umyvadlo Hellas. Vidět seznam kráterů na Marsu.

Mars má dvě stálé polární ledové čepičky, severní se nachází na Planum Boreum a jižní v Planum Australe.

Rozdíl mezi nejvyšším a nejnižším bodem Marsu je téměř 30 km (od vrcholu Olympu Mons v nadmořské výšce 21,2 km po spodní část dopadové pánve Hellas ve výšce 8,2 km pod vztažnou rovinou). Ve srovnání je rozdíl mezi nejvyšším a nejnižším bodem Země (Mount Everest a Mariana příkop ) je pouze 19,7 km. V kombinaci s různými poloměry planet to znamená, že Mars je téměř třikrát „drsnější“ než Země.

The Mezinárodní astronomická unie je Pracovní skupina pro nomenklaturu planetárního systému odpovídá za pojmenování marťanských povrchových prvků.

Nulová výška

Hlavní článek: Areoid

Na Zemi je základna nulové výšky založena na hladina moře (dále jen geoid ). Protože Mars nemá žádné oceány, a tedy ani žádnou „hladinu moře“, je vhodné definovat libovolnou hladinu nulové výšky nebo „vertikální vztažný bod "pro mapování povrchu, tzv areoid.[5]

Datum pro Mars byl původně definován jako konstantní atmosférický tlak. Z Mariner 9 do roku 2001 byla zvolena hodnota 610,5 Pa (6,105 mbar) na základě toho, že pod tímto tlakem nemůže být kapalná voda nikdy stabilní (tj. trojitý bod vody je při tomto tlaku). Tato hodnota je pouze 0,6% tlaku na úrovni hladiny moře na Zemi. Všimněte si, že volba této hodnoty neznamená, že pod touto nadmořskou výškou existuje kapalná voda, pouze to, že by teplota mohla překročit 273,16 K (0,01 ° C, 32,018 ° F).[4]

V roce 2001 Laserový výškoměr Mars Orbiter data vedla k nové konvenci nulové výšky definované jako ekvipotenciální povrch (gravitační plus rotační), jehož průměrná hodnota na rovníku se rovná střednímu poloměru planety.[6]

Nulový poledník

Rovník Marsu je definován jeho rotací, ale jeho polohou nultý poledník byl specifikován, stejně jako Země, výběrem libovolného bodu, který byl přijat pozdějšími pozorovateli. Němečtí astronomové Wilhelm Beer a Johann Heinrich Mädler vybral malý kruhový prvek v Sinus Meridiani („Middle Bay“ nebo „Meridian Bay“) jako referenční bod, když vytvořili první systematický graf rysů Marsu v letech 1830–32. V roce 1877 byl jejich výběr italským astronomem přijat jako nultý poledník Giovanni Schiaparelli když začal pracovat na svých pozoruhodných mapách Marsu. V roce 1909 efemeridy tvůrci se rozhodli, že je důležitější zachovat kontinuitu efemerid jako vodítka k pozorování a tato definice byla „prakticky opuštěna“.[7][8]

Po Námořník kosmická loď poskytla rozsáhlé snímky Marsu, v roce 1972 skupina Mariner 9 Geodesy / Cartography Group navrhla, aby nultý poledník prošel středem malého kráteru o průměru 500 m (pojmenovaného Vzdušný-0 ), který se nachází v Sinus Meridiani podél poledníkové linie Beer a Mädler, čímž definuje délku 0,0 ° s přesností 0,001 °.[7] Tento model používal planetografický síť kontrolních bodů vyvinutý uživatelem Merton Davies z RAND Corporation.[9]

Vzhledem k tomu, že radiometrické techniky zvyšovaly přesnost, s jakou lze objekty nacházet na povrchu Marsu, byl střed 500 m kruhového kráteru považován za nedostatečně přesný pro přesná měření. The IAU Pracovní skupina pro kartografické souřadnice a rotační prvky proto doporučila nastavit zeměpisnou délku Viking 1 přistávací modul, u nichž byla k dispozici rozsáhlá radiometrická sledovací data, jako označení standardní zeměpisné délky 47,95137 ° západně. Tato definice udržuje polohu středu Airy-0 na 0 ° zeměpisné délky, v toleranci aktuálních kartografických nejistot.[10]

Marťanská dichotomie

Hlavní článek: Marťanská dichotomie

Pozorovatelé marťanské topografie si všimnou dichotomie mezi severní a jižní hemisférou. Většina severní polokoule je plochá, s několika impaktní krátery a leží pod konvenční úrovní „nulové výšky“. Naproti tomu na jižní polokouli jsou hory a vysočiny, většinou vysoko nad nulovou nadmořskou výškou. Obě hemisféry se liší v nadmořské výšce o 1 až 3 km. Hranice oddělující obě oblasti je pro geology velmi zajímavá.

Jedním z charakteristických rysů je vzteklý terén.[11] Obsahuje stoly, knoflíky a údolí s rovnou podlahou se zdmi vysokými asi míli. Kolem mnoha mes a knobů jsou laločnaté zástěry které se ukázaly jako ledovce pokryté kameny.[12]

Další zajímavé funkce jsou velké říční údolí a odtokové kanály která prořízla dichotomii.[13][14][15]

Severní nížiny tvoří asi jednu třetinu povrchu Marsu a jsou relativně ploché, s občasnými impaktní krátery. Zbývající dvě třetiny povrchu Marsu jsou jižní vysočina. Rozdíl ve výšce mezi hemisférami je dramatický. Vzhledem k hustotě impaktních kráterů se vědci domnívají, že jižní polokoule je mnohem starší než severní pláně.[16] Hodně z kráterů na jižní vysočině se datuje do období těžkého bombardování Noachian.

Pro vysvětlení rozdílů bylo navrženo několik hypotéz. Tři nejčastěji přijímané jsou jeden mega-dopad, více dopadů a endogenní procesy, jako je konvekce pláště.[17] Obě hypotézy související s dopadem zahrnují procesy, ke kterým mohlo dojít před koncem prvotního bombardování, z čehož vyplývá, že kůrovitá dichotomie má svůj počátek v rané historii Marsu.

Obří hypotéza dopadu, která byla původně navržena počátkem 80. let, se setkala se skepticismem kvůli neradiálnímu (eliptickému) tvaru oblasti dopadu, kde kruhový vzor by silněji podporoval náraz větších objektů. Ale studie z roku 2008[18] poskytl další výzkum, který podporuje jediný obrovský dopad. S využitím geologických dat našli vědci podporu pro jednorázový dopad velkého objektu dopadajícího na Mars přibližně v úhlu 45 stupňů. Další důkazy analyzující chemii marťanských hornin pro post-nárazové upwelling materiálu pláště by dále podporovaly teorii obřího nárazu.

Nomenklatura

Časná nomenklatura

Ačkoli lépe zapamatovatelné pro mapování Měsíc počínaje rokem 1830, Johann Heinrich Mädler a Wilhelm Beer byli první „areografové“. Začali tím, že jednou provždy zjistili, že většina povrchových prvků je trvalých, a určili dobu rotace Marsu. V roce 1840 Mädler spojil deset let pozorování a nakreslil první mapu Marsu, jakou kdy vytvořil. Spíše než pojmenovat různá označení, která mapovali, je Beer a Mädler jednoduše označili písmeny; Meridian Bay (Sinus Meridiani) byl tedy rysem „a“.

Během příštích asi dvaceti let, jak se zlepšovaly přístroje a zvyšoval se také počet pozorovatelů, získaly různé marťanské rysy hromadu jmen. Uvedu několik příkladů, Solis Lacus byl známý jako „Oculus“ (oko) a Syrtis Major byl obvykle známý jako „moře přesýpacích hodin“ nebo „Scorpion“. V roce 1858 jej také jezuitský astronom nazval „Atlantický kanál“ Angelo Secchi. Secchi poznamenal, že „se zdá, že hraje roli Atlantiku, který na Zemi odděluje starý kontinent od nového“ - to bylo poprvé, co se stalo osudným kanále, což v italštině může znamenat „kanál“ nebo „kanál“, bylo aplikováno na Mars.

V roce 1867 Richard Anthony Proctor vypracoval mapu Marsu, poněkud surově, na Rev. William Rutter Dawes „dřívější kresby z roku 1865, poté ty nejlepší, které jsou k dispozici. Proctor vysvětlil svůj systém nomenklatury slovy: „Použil jsem na různé rysy jména těch pozorovatelů, kteří studovali fyzikální zvláštnosti prezentované Marsem.“ Zde jsou některá z jeho jmen, spárovaná s těmi, která později použil Schiaparelli na jeho marťanské mapě vytvořené v letech 1877 až 1886.[19] Jména Schiaparelli byla obecně přijata a jsou to jména, která se dnes skutečně používají:

Proctorova nomenklaturaNázvosloví Schiaparelli
Kaiserovo mořeSyrtis Major
Lockyer LandHellas Planitia
Hlavní mořeLacus Moeris
Herschel II StraitSinus Sabaeus
Dawesův kontinentAeria a Arábie
De La Rue OceanMare Erythraeum
Lockyerovo mořeSolis Lacus
Dawesovo mořeTithonius Lacus
Madlerský kontinentChryse Planitia, Ophir, Tharsis
Maraldiho mořeMaria Sirenum a Cimmerium
Secchi kontinentMemnonia
Hooke SeaMare Tyrrhenum
Země CassiniAusonia
Herschel I kontinentZephyria, Aeolis, Aethiopis
Hind LandLibye

Proctorova nomenklatura byla často kritizována, hlavně proto, že tolik jeho jmen ctilo anglické astronomy, ale také proto, že mnoho jmen použil vícekrát. Zejména, Dawes objevil ne méně než šest časy (Dawes Ocean, Dawes Continent, Dawesovo moře, Dawesův průliv, Dawesův ostrov a Dawes Forked Bay). I tak nejsou Proctorova jména bez kouzla a navzdory všem jejich nedostatkům byla základem, na kterém by se pozdější astronomové mohli zdokonalit.

Moderní nomenklatura

Hlavní článek: Klasické albedo na Marsu
Hlavní článek: Planetární nomenklatura § Mars
Planeta Mars - topografická mapa (USGS; 2005)

Názvy marťanských útvarů dnes pocházejí z řady zdrojů, ale názvy velkých útvarů pocházejí především z map Marsu vytvořených v roce 1886 italským astronomem Giovanni Schiaparelli. Schiaparelli pojmenoval větší rysy Marsu primárně pomocí jmen z řecká mytologie a v menší míře bible. Mars je velký albedo funkce si zachovávají mnoho ze starších jmen, ale často se aktualizují, aby odrážely nové znalosti o povaze funkcí. Například „Nix Olympica“ (sníh Olympu) se stal Olympus Mons (Mount Olympus).

Velké marťanské krátery jsou pojmenovány po významných vědcích a autorech sci-fi; menší jsou pojmenovány podle měst a vesnic na Zemi.

Různé formy reliéfu studované Mars Exploration Rovers dostávají dočasná jména nebo přezdívky k jejich identifikaci během průzkumu a vyšetřování. Doufá se však[je třeba uvést zdroj ] že Mezinárodní astronomická unie bude trvalé názvy určitých hlavních funkcí, jako je Columbia Hills, které byly pojmenovány po sedmi astronautech, kteří zahynuli v Raketoplán Columbia katastrofa.

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. ^ Morton, Oliver (2002). Mapování Marsu: Věda, představivost a zrod světa. New York: Picador USA. p. 98. ISBN  0-312-24551-3.
  2. ^ „Atlas Marsu online“. Ralphaeschliman.com. Citováno 16. prosince 2012.
  3. ^ „PIA03467: Širokoúhlá mapa Marsu MGS MOC“. Photojournal. Laboratoř NASA / Jet Propulsion Laboratory. 16. února 2002. Citováno 16. prosince 2012.
  4. ^ A b Carr, M.H., 2006, The Surface of Mars, Cambridge, 307 s.
  5. ^ Ardalan, A. A .; Karimi, R .; Grafarend, E. W. (2009). „Nový referenční ekvipotenciální povrch a referenční elipsoid pro planetu Mars“. Země, Měsíc a planety. 106 (1): 1–13. doi:10.1007 / s11038-009-9342-7. ISSN  0167-9295. S2CID  119952798.
  6. ^ Smith, D .; Zuber, M .; Frey, H .; Garvin, J .; Head, J .; et al. (25. října 2001). „Laserový výškoměr Mars Orbiter: Souhrn experimentu po prvním roce globálního mapování Marsu“ (PDF). Journal of Geophysical Research: Planets. 106 (E10): 23689–23722. Bibcode:2001JGR ... 10623689S. doi:10.1029 / 2000JE001364.
  7. ^ A b de Vaucouleurs, Gerard; Davies, Merton E.; Sturms, Francis M., Jr. (1973), „Areografický souřadnicový systém Mariner 9“, Journal of Geophysical Research, 78 (20): 4395–4404, doi:10.1029 / JB078i020p04395
  8. ^ de Vaucouleurs, Gerard (1964), „Fyzické efemeridy na Marsu“, Icarus, 3 (3): 236–247, Bibcode:1964Icar .... 3..236D, doi:10.1016/0019-1035(64)90019-3
  9. ^ „Marťanský poledník - zeměpisná délka“ Nula"" (MGS MOC Release No. MOC2-273). Malin Space Science Systems. 31. ledna 2001. Citováno 31. března 2018.
  10. ^ Archinal, B.A .; Acton, C.H .; A’Hearn, M.F.; Conrad, A .; et al. (2018), „Zpráva pracovní skupiny IAU pro kartografické souřadnice a rotační prvky: 2015“, Nebeská mechanika a dynamická astronomie, 130 (22), doi:10.1007 / s10569-017-9805-5, S2CID  189844155
  11. ^ Greeley, R. a J. Guest. 1987. Geologická mapa východní rovníkové oblasti Marsu v měřítku 1:15 000 000. U. S. Geol. Ser. Různé Investovat. Mapa I-802-B, Reston, Virginie
  12. ^ Plaut, J. a kol. 2008. Radarové důkazy o ledu v zástěrech laločnatých trosek ve střední severní šířce Marsu. Lunární a planetární věda XXXIX. 2290.pdf
  13. ^ Watters, T. a kol. 2007. Hemispheres Apart: The Crustal Dichotomy on Mars. Výroční zpráva Věda o planetách Země: 35. 621–652
  14. ^ Irwin III, R. a kol. 2004. Sedimentární resurfacing a rozrušení terénu podél hranice kůry dichotomie, Aeolis Mensae, Mars .: 109. E09011
  15. ^ Tanaka, K. a kol. 2003. Znovuobjevení historie severních plání Marsu na základě geologického mapování dat globálního průzkumu Mars. Journal of Geophysical Research: 108. 8043
  16. ^ Scott, D. a M. Carr. 1978. Geologická mapa Marsu. US Geol. Surv. Různé Investovat. Mapa I-803, Reston, Virginie
  17. ^ Watters, T a kol. 2007. Hemispheres Apart: The Crustal Dichotomy on Mars. Annu. Rev. planeta Země. Sci: 35. 621–652.
  18. ^ Jeffrey C. Andrews-Hanna, Maria T. Zuber & W. Bruce Banerdt Povodí Borealis a původ dichotomie marťanské kůry Nature 453, 1212–1215 (26. června 2008)
  19. ^ Ley, Willy a von Braun, Wernher Průzkum Marsu New York: 1956 The Viking Press Pages 70–71 Schiaparelliho původní mapa Marsu

Další čtení

externí odkazy