Hellas Planitia - Hellas Planitia

Hellas
Hellas Planitia od Viking orbiters.jpg
Vikingský orbiter obrazová mozaika Hellas Planitia
PlanetaMars
KrajHellasův čtyřúhelník, jižně od Iapygia
Souřadnice42 ° 24 's. Š 70 ° 30 'východní délky / 42,4 ° J 70,5 ° V / -42.4; 70.5Souřadnice: 42 ° 24 's. Š 70 ° 30 'východní délky / 42,4 ° J 70,5 ° V / -42.4; 70.5
ČtyřúhelníkHellasův čtyřúhelník
Průměr2300 km (1400 mi)
Hloubka7 152 m (23 465 ft)
Topografická mapa Hellas Planitia a jejího okolí v jižní pahorkatině, od MOLA nástroj Mars Global Surveyor. Hloubka kráteru je 7 152 m (23 465 stop) pod standardní topografií datum Marsu.[1]

Hellas Planitia /ˈhɛləsstrləˈnɪʃiə/ je prostý nachází se uvnitř obrovského, zhruba kruhového nárazové umyvadlo Hellas[A] nachází se na jihu polokoule z planeta Mars.[3] Hellas je třetí nebo čtvrtý největší impaktní kráter ve sluneční soustavě. Patro pánve je asi 7 152 m (23 465 stop) hluboké, 3 000 m (9 800 stop) hlubší než Měsíc Povodí jižního pólu-Aitken, a sahá asi 2300 km (1400 mi) od východu na západ.[4][5] Je zaměřen na 42 ° 24 's. Š 70 ° 30 'východní délky / 42,4 ° J 70,5 ° V / -42.4; 70.5.[3] Hellas Planitia je v Hellasův čtyřúhelník a Noachis čtyřúhelník.

Popis

S průměr asi 2300 km (1400 mi),[6] je to největší jednoznačná dopadová struktura na planetě; zakrytý Utopia Planitia je o něco větší. (The Borealis Basin, pokud se ukáže jako impaktní kráter, je podstatně větší.) Předpokládá se, že Hellas Planitia byla vytvořena během Pozdní těžké bombardování období Sluneční Soustava, přibližně před 4,1 až 3,8 miliardami let, kdy na povrch narazila protoplaneta nebo velký asteroid.[7]

Výškový rozdíl mezi okraj a dno je více než 9 000 m (30 000 ft). Hloubka kráteru 7 152 m (23 465 stop)[1] pod topografií datum Marsu vysvětluje atmosférický tlak dole: 12,4 mbar (0,0124 bar) během zimy, kdy je vzduch nejchladnější a dosahuje nejvyšší hustoty.[8] To je o 103% vyšší než tlak v topografickém bodě (610 Pa nebo 6,1 mbar nebo 0,09 psi) a nad trojitý bod z voda, což naznačuje, že kapalná fáze mohou být přítomny za určitých podmínek teploty, tlaku a obsahu rozpuštěné soli.[9] Předpokládalo se, že kombinace ledové akce a výbušný var může být zodpovědný za úžlabí v kráteru.

Některé z odtokových kanálů s nízkou nadmořskou výškou zasahují do Hellasu ze sopečného Hadriacus Mons komplex na severovýchod, z toho dva Fotoaparát Mars Orbiter obrázky ukazují obsahují vpusti: Dao Vallis a Reull Vallis. Tyto vpusti jsou také dostatečně nízké na to, aby kapalná voda byla přechodná kolem marťanského poledne, pokud by teplota vzrostla nad 0 stupňů Celsia.[10]

Hellas Planitia je antipodální vůči Alba Patera.[11][12][13] To a o něco menší Isidis Planitia dohromady jsou zhruba antipodální do Tharsis boule, se svými obrovskými štítovými sopkami Argyre Planitia je zhruba antipodální elysium, další významná pozvednutá oblast štítových sopek na Marsu. Není známo, zda byly štítové sopky způsobeny protinožními dopady, jako je ten, který způsobil Hellas, nebo je to jen náhoda.

  • Mapa MOLA zobrazující hranice Hellas Planitia a dalších regionů

  • Geografický kontext Hellas

  • Tato mapa nadmořské výšky ukazuje okolní vyvýšený prstenec ejecty

  • Zdá se, že na podlaze Hellasu je patrný viskózní tok, jak to viděla HiRISE.

  • Kroucený terén v Hellas Planitia (ve skutečnosti umístěn v Noachis čtyřúhelník ).

  • Zkroucené kapely na podlaze Hellas Planitia, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zkroucené pásy na podlaze Hellas Planitia, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish. Tyto zkroucené pásy se také nazývají „taffy pull“ terén.

Objev a pojmenování

Díky své velikosti a světlému zabarvení, které kontrastuje se zbytkem planety, byla Hellas Planitia jednou z prvních marťanských vlastností objevených od Země podle dalekohled. Před Giovanni Schiaparelli dal mu jméno Hellas (což v řečtině znamená „Řecko '), to bylo známé jako' Lockyer Land ', když byl jmenován Richard Anthony Proctor v roce 1867 na počest sira Joseph Norman Lockyer, anglický astronom, který pomocí 16 cm (6,3 palce) refraktor, vytvořil „první skutečně pravdivé zobrazení planety“ (v odhadu E. M. Antoniadi ).[14]

Možné ledovce

Ledovec ve tvaru jazyka v Hellas Planitia. Pod izolační vrstvou půdy může stále existovat led.
Detail ledovce s rozlišením asi 1 metr. Předpokládá se, že vzorovaný povrch je způsoben přítomností ledu.

Radarové snímky od Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) SHARAD radarová siréna naznačuje, že funkce zvané laločnaté zástěry ve třech kráterech ve východní oblasti Hellas Planitia jsou vlastně ledovce vodního ledu, ležící pod vrstvami špíny a hornin.[15] Pohřbený led v těchto kráterech, měřeno SHARADEM, je asi 250 m (820 stop) tlustý na horním kráteru a asi 300 m (980 stop) a 450 m (1480 stop) na střední a spodní úrovni. Vědci se domnívají, že sníh a led se nahromadily na vyšší topografii, stékaly z kopce a jsou nyní chráněny před sublimací vrstvou kamenných úlomků a prachu. Brázdy a hřebeny na povrchu byly způsobeny deformujícím se ledem.

Rovněž tvary mnoha prvků v Hellas Planitia a dalších částech Marsu silně naznačují ledovce, protože povrch vypadá, jako by došlo k pohybu.

Voštinový terén

Zdá se, že tyto relativně ploché „buňky“ mají soustředné vrstvy nebo pásy podobné voštině. Tento „voštinový“ terén byl poprvé objeven v severozápadní části Hellasu.[16] Geologický proces odpovědný za vytváření těchto funkcí zůstává nevyřešen.[17] Některé výpočty naznačují, že tato tvorba mohla být způsobena ledem pohybujícím se v zemi v této oblasti nahoru. Ledová vrstva by byla silná mezi 100 m a 1 km.[18][19][16] Když se jedna látka pohybuje nahoru přes jinou hustší látku, říká se jí a diapir. Zdá se tedy, že velké masy ledu vytlačily vrstvy hornin do dómů, které byly erodovány. Poté, co eroze odstranila horní část vrstvených kopulí, zůstaly kruhové prvky.

  • Voštinový terén, jak ho vidí HiRISE pod Program HiWish

  • Zavřít, barevný pohled na voštinový terén, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zavřít pohled na voštinový terén, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bližší pohled na voštinový terén, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Toto zvětšení ukazuje rozpad materiálu na bloky. Šipka označuje blok ve tvaru kostky.

  • Zkroucené kapely na podlaze Hellas Planitia, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish

  • Podlahové prvky v Hellas Planitia, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish

  • Podlahové prvky v Hellas Planitia, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish

Vrstvy

  • Vrstvy v depresi v kráteru, jak je vidět HiRISE v rámci programu HiWish. Nazývá se speciální typ zvlnění písku Příčné aeolian hřebeny, TAR jsou viditelné a označené.

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

  • Bližší pohled na vrstvený nános v kráteru, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Vrstvená formace, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zavřít pohled na vrstvy z předchozího obrázku, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish

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)


V populární kultuře

  • Hellas Basin je primární místo ve videohře 2017 Osud 2. Umístění je součástí hry Warmind stahovatelný obsah.
  • Je také uváděn jako hlavní místo v restartu videohry 2016 Bethesda Osud.

Viz také

Poznámky

  1. ^ Oficiálně je Hellas albedo.[2]

Reference

  1. ^ A b Marťanské pozorování počasí Archivováno 2008-05-31 na Wayback Machine Rádiová věda MGS měřila 11,50 mbar při 34,4 ° S 59,6 ° E - 7152 metrů
  2. ^ "Hellas". Místopisný člen planetární nomenklatury. USGS Astrogeology Science Center. Citováno 2015-03-10.
  3. ^ A b „Hellas Planitia“. Místopisný člen planetární nomenklatury. USGS Astrogeology Science Center. Citováno 2015-03-10.
  4. ^ Část pod nulovým vztažným bodem, viz Geografie nadmořské výšky # Mars
  5. ^ Výukový program pro dálkový průzkum Strana 19-12 Archivováno 2004-10-30 na Wayback Machine, NASA
  6. ^ Schultz, Richard A .; Frey, Herbert V. (1990). „Nový průzkum dopadových pánví s více kruhy na Marsu“. Journal of Geophysical Research. 95: 14175. Bibcode:1990JGR .... 9514175S. doi:10.1029 / JB095iB09p14175.
  7. ^ Acuña, M. H .; et al. (1999). „Globální distribuce crustální magnetizace 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.
  8. ^ „... maximální povrchový tlak v základní simulaci je pouze 12,4 mbar. K tomu dochází na dně Hellasovy pánve během severního léta“, VESTNÍK GEOPYZICKÉHO VÝZKUMU, VOL. 106, NO. El0, STRÁNKY 23 317 2323 326, 25. ŘÍJNA 2001, O možnosti kapalné vody na dnešním Marsu, Robert M. Haberle, Christopher P. McKay, James Schaeffer, Nathalie A. Cabrol, Edmon A. Grin, Aaron P. Zent a Richard Quinn.
  9. ^ Splash na Marsu, NASA, 29. června 2000
  10. ^ Heldmann, Jennifer L .; et al. (2005). "Vznik marťanských vpustí působením kapalné vody tekoucí za současných podmínek na Marsu". Journal of Geophysical Research. 110: E05004. Bibcode:2005JGRE..11005004H. CiteSeerX  10.1.1.596.4087. doi:10.1029 / 2004JE002261. odstavec 3 strana 2 Martian Gullies Mars # Reference
  11. ^ Peterson, J. E. (březen 1978). „Protipodální účinky hlavních dopadů utváření povodí na Marsu“. Měsíční a planetární věda. IX: 885–886. Bibcode:1978LPI ..... 9..885P.
  12. ^ Williams, D. A .; Greeley, R. (1991). „Vznik protinožců působících terénů na Marsu“ (PDF). Měsíční a planetární věda. XXII: 1505–1506. Citováno 2012-07-04.
  13. ^ Williams, D. A .; Greeley, R. (srpen 1994). „Posouzení protinožních dopadových terénů na Marsu“. Icarus. 110 (2): 196–202. Bibcode:1994Icar..110..196W. doi:10.1006 / icar.1994.1116.
  14. ^ William Sheehan. „Planeta Mars: Historie pozorování a objevů“. Citováno 2007-08-20.
  15. ^ NASA. "PIA11433: Tři krátery". Citováno 2008-11-24.
  16. ^ A b Bernhardt, H .; et al. (2016). „Voštinový terén na dně pánve Hellas, Mars: případ solného nebo ledového diapirismu: voštinové plástve Hellas jako solné / ledové diapiry“. J. Geophys. Res. 121 (4): 714–738. Bibcode:2016JGRE..121..714B. doi:10.1002 / 2016je005007.
  17. ^ „HiRISE | do velkých hloubek (ESP_049330_1425)“.
  18. ^ Weiss, D., J. Head. 2017. HYDROLOGIE VE VODĚ HELLAS A VČASNÉ KLIMATU MARS: BOL TERÉN HONEYCOMB Zformován solným nebo ledovým diapirismem? Lunar and Planetary Science XLVIII. 1060.pdf
  19. ^ Weiss, D .; Head, J. (2017). „Vznik solného nebo ledového diapirismu pro voštinový terén v povodí Hellasu na Marsu?: Důsledky pro rané marťanské klima“. Icarus. 284: 249–263. Bibcode:2017Icar..284..249W. doi:10.1016 / j.icarus.2016.11.016.

Další čtení

externí odkazy