Hellasův čtyřúhelník - Hellas quadrangle
![]() Mapa Hellasova čtyřúhelníku z Laserový výškoměr Mars Orbiter (MOLA) data. Nejvyšší nadmořské výšky jsou červené a nejnižší modré. | |
Souřadnice | 47 ° 30 'j. Š 270 ° 00 ′ západní délky / 47,5 ° J 270 ° ZSouřadnice: 47 ° 30 'j. Š 270 ° 00 ′ západní délky / 47,5 ° j. 270 ° z |
---|

The Hellas čtyřúhelník je jednou z řady 30 čtyřúhelníkových map Marsu používá Geologický průzkum Spojených států (USGS) Astrogeologický výzkumný program. Hellasův čtyřúhelník je také označován jako MC-28 (Mars Chart-28).[1]Hellasův čtyřúhelník pokrývá oblast od 240 ° do 300 ° západní délky a 30 ° až 65 ° jižní šířky na planetě Mars. V kvadrantu Hellas leží klasické prvky Hellas Planitia a Promethei Terra. Mnoho zajímavých a záhadných rysů bylo objeveno v Hellasově čtyřúhelníku, včetně obřích říčních údolí Dao Vallis, Niger Vallis, Harmakhis a Reull Vallis - to vše mohlo v dávné minulosti přispívat vodou k jezeru v povodí Hellas.[2][3][4] Mnoho míst v Hellasově čtyřúhelníku vykazuje známky ledu v zemi, zejména místa s ledovcovými tokovými prvky.
Hellas Basin
Hellasův čtyřúhelník obsahuje část Hellas Basin, největší známý impaktní kráter na povrchu Marsu a druhý největší ve sluneční soustavě. Hloubka kráteru je 7152 m[5] (23 000 stop) pod standardní topografií datum Marsu. Pánev se nachází v jižní vysočině Marsu a předpokládá se, že byla vytvořena asi před 3,9 miliardami let, během pozdního těžkého bombardování. Studie naznačují, že když náraz vytvořil Hellasovu pánev, celý povrch Marsu se zahřál na stovky stupňů, na planetu spadlo 70 metrů roztavené horniny a vytvořila se atmosféra plynné horniny. Tato skalní atmosféra byla 10krát silnější než atmosféra Země. Za pár dní by skála kondenzovala a pokryla celou planetu dalších 10 m roztavené horniny.[2] V severozápadní části Hellas Planitia je podivný typ povrchu, který se nazývá složitý pruhovaný terén nebo taffy-pull terén. Jeho proces formování je stále do značné míry neznámý, i když se zdá, že je způsoben erozí tvrdého a měkkého sedimentu spolu s tvárnou deformací. Tažná deformace je výsledkem vrstev podstupujících napětí.[6]
Na začátku historie planety se věří, že v Hellasově pánvi existovalo obrovské jezero.[7] Byly objeveny možné břehy. Ty jsou patrné ve střídavých lavičkách a šarpatech viditelných na Marsu obíhajících úzkoúhlé snímky kamer. Údaje z Marsu obíhajícího laserového výškoměru (MOLA) navíc ukazují, že kontakty těchto sedimentárních jednotek označují kontury stálého převýšení po tisíce kilometrů, v jednom případě po celé povodí. Kanály, o nichž se předpokládá, že jsou tvořeny vodou, vstupují do pánve. Povodí Hellas může být téměř pětinová oproti celé severní rovině. Jezero v Hellasu v dnešním marťanském podnebí by nahoře vytvořilo silný led, který by nakonec sublimoval pryč. To znamená, že led by se změnil přímo z pevné látky na plyn. Je to podobné tomu, jak se chová suchý led (pevný oxid uhličitý) na Zemi.[3] Ledové rysy (terminál morény, bubínky, a eskers ) bylo zjištěno, že mohly vzniknout, když voda zamrzla.[2][8]
Twisted Ground v Hellas, jak je vidět HiRISE Toto je další příklad toho, jak obtížné by bylo chodit po Marsu.
Lobatové zástěry trosek
Jedním z velmi důležitých prvků běžných ve východní Hellas jsou hromady materiálu obklopujícího útesy. Formace se nazývá a laločnaté zástěry (LDA). Nedávno byl proveden výzkum s mělkým radarem na Mars Reconnaissance Orbiter poskytl přesvědčivé důkazy o tom, že LDA jsou ledovce které jsou pokryty tenkou vrstvou hornin.[9][10][11][12][13] Předpokládá se, že v LDA je velké množství vodního ledu. Dostupné důkazy silně naznačují, že východní část Hellasu v minulosti hromadila sníh. Když se sklon (šikmost) Marsu zvětší, jižní ledová čepička uvolní velké množství vodní páry. Klimatické modely předpovídají, že když k tomu dojde, vodní pára kondenzuje a klesá tam, kde se nacházejí LDA. Sklon Země se mění jen málo, protože náš relativně velký měsíc ji udržuje stabilní. Dva malé marťanské měsíce nestabilizují svoji planetu, takže rotační osa Marsu prochází velkými změnami.[14] Zástěry z laločnatého odpadu mohou být hlavním zdrojem vody pro budoucí kolonisty Marsu. Jejich hlavní výhodou oproti jiným zdrojům marťanské vody je to, že je lze snadno mapovat z oběžné dráhy a jsou blíže k rovníku, kde mise s posádkou pravděpodobněji přistanou.
Detail povrchu zástěry laločnatého odpadu. Všimněte si linií, které jsou běžné v skalních ledovcích na Zemi. Obrázek umístěn v Hellasově čtyřúhelníku.
CTX kontextový obrázek pro další dva obrazy zástěry trosek kolem kopce.
Povrch zástěry trosek. K dispozici je také funkce podobná funkcím v Park Red Rocks Colorado. Objekt se zdá být složen ze šikmých vrstev hornin. Snímek pořízený pomocí HiRISE pod Program HiWish.
Povrch zástěry trosek v Terra Cimmeria, jak je vidět na HiRISE, v rámci programu HiWish. Barevné části mohou být usazeniny námrazy.
Vklady s liniovou podlahou
Na podlahách některých kanálů jsou prvky zvané liniové podlahové vklady nebo vyplněná údolí. Jsou to rýhované a rýhované materiály, které se zdají vychýlit kolem překážek. Jsou považovány za bohaté na led. Některé ledovce na Zemi vykazují takové rysy. Vklady s liniovou podlahou mohou souviset se zástěry laločnatého odpadu, u nichž bylo prokázáno, že obsahují velké množství ledu. Reull Vallis, jak je znázorněno níže, zobrazuje tyto vklady.[15]
Funkce odtoku v Reull Vallis, jak to vidí THEMIS. Kliknutím na obrázek zobrazíte vztah Reull Vallis k dalším funkcím.
Reull Vallis s podšívkou na podlaze, jak je vidět u THEMIS. Kliknutím na obrázek zobrazíte vztah k dalším funkcím.
Lineační výplň údolí, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish
Podlaha Reull Vallis zobrazující liniové údolí naplněné nahoře a prohlubně dole, jak je vidět HiRISE pod Program HiWish
Zavřít, barevný pohled na vyplněnou údolní výplň, jak ji vidí HiRISE v programu HiWish
Vrstvy dovnitř Reull Vallis, jak to vidí THEMIS.
Rozrušený terén poblíž Reull Vallis, jak to vidí HiRISE.
Close-up of Fretted Terrain near Reull Vallis, as seen by HiRISE. Tato oblast by byla výzvou.
Vrstvy v Monument Valley. Ty jsou přijímány jako formované alespoň částečně depozicí vody. Protože Mars obsahuje podobné vrstvy, zůstává voda jako hlavní příčina vrstvení na Marsu.
Ledově bohatý plášť
Velká část povrchu Marsu je pokryta hustým hladkým pláštěm, který je považován za směs ledu a prachu. Tento ledově bohatý plášť, několik metrů silný, vyhlazuje zemi, ale místy má hrbolatou strukturu připomínající povrch basketbalu. Protože na tomto plášti je několik kráterů, je plášť relativně mladý. Obrázek vpravo ukazuje dobrý výhled na tento hladký plášť kolem Niger Vallis, jak bylo pozorováno u HiRISE Změny na oběžné dráze a náklonu 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 do země 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 kondenzuje na částicích a poté díky další hmotnosti vodního povlaku padají na zem. Když se led v horní části plášťové vrstvy vrací zpět do atmosféry, zanechává za sebou prach, který izoluje zbývající led.[16]
Hladký plášť s vrstvami, jak to vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Bližší pohled na plášť, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Kráter ukazující, jak silný plášť je na svém místě, jak ho viděla HiRISE v rámci programu HiWish
Blízký pohled na okraj pláště, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Jednotka Upper Plains
Ve středních zeměpisných šířkách Marsu byly objeveny zbytky 50-100 metrů silného pláště, nazývaného jednotka horních plání. Nejprve zkoumáno v oblasti Deuteronilus Mensae, ale vyskytuje se i na jiných místech. Zbytky se skládají ze sad ponorných vrstev v kráterech a podél hor.[17] Sady ponorných vrstev mohou mít různé velikosti a tvary - některé vypadají jako aztécké pyramidy ze Střední Ameriky.
Nakloněné vrstvy, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish
Nakloněné vrstvy, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish
Nakloněné vrstvy, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish
Vrstvený prvek pravděpodobně vytvořený erozí jednotky horních rovin, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish.
Vrstvený prvek v Red Rocks Park v Coloradu. To má jiný původ než ty na Marsu, ale má podobný tvar. Funkce v oblasti Red Rocks byly způsobeny pozvednutím hor.
Vrstvená funkce, která je pravděpodobně pozůstatkem kdysi rozšířené jednotky, která spadla z nebe, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Vrstvená funkce, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Vrstvená funkce v kráteru, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Vrstvená funkce v kráteru, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Vrstvy v kráteru, jak je vidět HiRISE v rámci programu HiWish
Vrstvená funkce v kráteru, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Vrstvená funkce v kráteru, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Zavřít, barevný pohled na vrstvený prvek v kráteru, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish Různé barvy jsou způsobeny různými minerály.
Vrstvená struktura v kráteru, to je pravděpodobně to, co zbylo z vrstvené jednotky, která kdysi pokrývala mnohem větší plochu. Materiál pro tuto jednotku spadl z nebe jako ledem pokrytý prach. Snímek pořídil HiRISE v rámci programu HiWish.
Tato jednotka také degraduje na mozkový terén. Mozkový terén je oblast hřebenovitých hřebenů vysokých 3–5 metrů. Některé hřebeny mohou sestávat z ledového jádra, takže mohou být zdrojem vody pro budoucí kolonisty.
Široký pohled na jednotku horních plání, která se rozpadá na mozkový terén, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Blízký pohled na jednotku horních plání rozpadajících se na mozkový terén, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish Jak led opouští zemi, země se zhroutí a větry odfouknou zbývající prach.
Malá vrstevnatá struktura, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish Obrázek také ukazuje formování mozkového terénu.
Některé oblasti jednotky horní roviny vykazují velké zlomeniny a žlaby se zvýšenými okraji; takové oblasti se nazývají žebrované horní pláně. Předpokládá se, že zlomeniny začaly malými prasklinami od napětí. Pro zahájení procesu zlomeniny je doporučeno namáhání, protože žebrované horní roviny jsou běžné, když se zástěry trosek spojí nebo blízko okraje zástěrek trosek - taková místa by generovala tlaková napětí. Trhliny odkryly více povrchů a následně více ledu v materiálu sublimuje do tenké atmosféry planety. Z malých trhlin se nakonec stávají velké kaňony nebo žlaby. Malé praskliny často obsahují malé jámy a řetězy jám; tito jsou myšlenka být od sublimace ledu v zemi.[18][19]Velké plochy marťanského povrchu jsou nabité ledem, který je chráněn metr silnou vrstvou prachu a jiného materiálu. Pokud se však objeví praskliny, nový povrch vystaví led tenké atmosféře.[20][21] Během krátké doby zmizí led ve studené tenké atmosféře v procesu zvaném sublimace. Podobně se suchý led chová i na Zemi. Na Marsu byla sublimace pozorována, když Přistávací modul Phoenix odkryté kusy ledu, které za pár dní zmizely.[22][23] HiRISE navíc viděl čerstvé krátery s ledem na dně. Po nějaké době HiRISE viděl, jak ledový vklad zmizel.[24]
Shluky jasného materiálu velikosti Die ve zvětšeném příkopu „Dodo-Zlatovláska“ zmizely během čtyř dnů, z čehož vyplývá, že byly složeny z ledu, který sublimovaný po expozici.[23][25]
Barevné verze fotografií, které ukazují sublimaci ledu, s levým dolním rohem příkopu zvětšeným v vložkách v pravém horním rohu obrázků.
Předpokládá se, že jednotka horní pláně spadla z nebe. Zakrývá různé povrchy, jako by padal rovnoměrně. Stejně jako v případě jiných depozit pláště má jednotka horní roviny vrstvy, je jemnozrnná a je bohatá na led. Je velmi rozšířený; nezdá se, že by měl bodový zdroj. Vzhled povrchu některých oblastí Marsu je způsoben degradací této jednotky. Je hlavní příčinou vzhledu povrchu laločnaté zástěry.[19]Vrstvení vrchní pláně pláště jednotky a dalších pláště jednotky jsou věřil být způsoben velkými změnami v klimatu planety. Modely předpovídají, že šikmost nebo náklon osy otáčení se v geologickém čase lišily od současných 25 stupňů po možná přes 80 stupňů. Období vysokého náklonu způsobí přerozdělení ledu v polárních čepičkách a změnu množství prachu v atmosféře.[26][27][28]
Změna klimatu způsobila rysy bohaté na led
Mnoho prvků na Marsu, včetně těch v Hellasově čtyřúhelníku, obsahuje velké množství ledu. Nejoblíbenějším modelem původu ledu je změna klimatu způsobená velkými změnami sklonu rotační osy planety. Občas byl sklon dokonce větší než 80 stupňů[29][30] Velké změny náklonu vysvětlují mnoho funkcí na Marsu bohatých na led.
Studie ukázaly, že když sklon Marsu dosáhne 45 stupňů ze současných 25 stupňů, led již není na pólech stabilní.[31] Kromě toho se při tomto vysokém náklonu sublimují zásoby pevného oxidu uhličitého (suchý led), čímž se zvyšuje atmosférický tlak. Tento zvýšený tlak umožňuje zadržovat více prachu v atmosféře. Vlhkost v atmosféře bude padat jako sníh nebo led zmrzlý na prachová zrna. Výpočty naznačují, že se tento materiál bude koncentrovat ve středních zeměpisných šířkách.[32][33] Obecné cirkulační modely marťanské atmosféry předpovídají akumulaci prachu bohatého na led ve stejných oblastech, kde se nacházejí rysy bohaté na led.[30]Když se náklon začne vracet k nižším hodnotám, led sublimuje (změní se přímo na plyn) a zanechá za sebou zpoždění prachu.[34][35] Vklad zpoždění zakrývá podkladový materiál, takže s každým cyklem vysokých úrovní náklonu zůstává nějaký plášť bohatý na led.[36] Všimněte si, že vrstva pláště hladkého povrchu pravděpodobně představuje pouze relativní nedávný materiál.
Původ Dao Vallis
Dao Vallis začíná poblíž velké sopky zvané Hadriaca Patera, takže se předpokládá, že za horka dostala vodu magma roztavené obrovské množství ledu ve zmrzlé zemi.[2] Částečně kruhové prohlubně na levé straně kanálu na sousedním obrázku naznačují, že vodou přispívalo i prosakování podzemní vody.[37]
Stopy prachu ďábla
Mnoho oblastí na Marsu, včetně Hellasova čtyřúhelníku, 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. Ze země a na oběžné dráze kosmické lodi byli pozorováni ďábloví prach. Dokonce odpálili prach z solární panely ze dvou Rovers na Marsu, čímž výrazně prodloužili jejich životy.[38] Dvojče Rovers byly navrženy tak, aby vydržely 3 měsíce, místo toho trvaly více než pět let. Ukázalo se, že se vzor skladeb mění každých několik měsíců.[39] 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.[40]
Stopy prachu ďábla na podlaze kráteru Wallace, jak je viděn kamerou CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter)
Dust ďábel stopy, jak je vidět HiRISE v rámci programu HIWish
Stopy a balvany prachu, jak je vidí HiRISE v rámci programu HIWish
Široký pohled na stopy prachu ďábla, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HIWish
Zavřít barevný pohled na stopy prachu ďábla, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HIWish
Zavřít barevný pohled na stopy prachu ďábla, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HIWish
Zavřít barevný pohled na stopy prachu ďábla, jak je vidět na HiRISE pod programem HIWish, je na pozadí vidět vzorovaný povrch.
Důkazy o možné nedávné tekuté vodě
The Mars Reconnaissance Orbiter objevené změny na zdi Kráter Penticton mezi lety 1999 a 2004. Jedna interpretace změn spočívala v tom, že byly způsobeny tekoucí vodou na povrchu.[41] Další analýza, publikovaná přibližně o rok později, odhalila, že ložisko mohlo být způsobeno gravitačním pohybem materiálu po svahu (a sesuv půdy ). Svah, kde byl ložisko pozorován, se blížil limitům stability suchých nekonsolidovaných materiálů.[42]
Ostatní krátery
Impaktní krátery mají obecně okraj s ejectou kolem, na rozdíl od sopečných kráterů obvykle nemají okraj nebo usazeniny ejecta. Jak se krátery zvětšují (průměr větší než 10 km), obvykle mají centrální vrchol.[43] Vrchol je způsoben odrazem podlahy kráteru po nárazu.[44] Krátery někdy zobrazují vrstvy. Krátery nám mohou ukázat, co leží hluboko pod povrchem.
Kráter podstavce, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Krátery podstavců se tvoří, když ejecta před nárazy chrání podkladový materiál před erozí. V důsledku tohoto procesu se krátery objevují posazené nad jejich okolím.
Výkres ukazuje pozdější představu o tom, jak se tvoří některé krátery podstavců. Při tomto způsobu myšlení dopadající střela přejde do vrstvy bohaté na led - ale už ne. Teplo a vítr z nárazu zpevňují povrch proti erozi. Tohoto vytvrzení lze dosáhnout roztavením ledu, který produkuje solný / minerální roztok, čímž se cementuje povrch.
Kráterové podstavce, jak je viděno HiRISE v rámci programu HiWish
Schodiště schodiště ve vnitřním ložisku Kráter Spallanzani, jak to vidí THEMIS
Boční pohled na kráter, který byl rozřezán zdí, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish V tomto pohledu jsou také další krátery.
Kráter Penticton vpusti, jak je vidět HiRISE
Kráter Lipik Kanály, jak je vidí THEMIS
Kráter Tikhov, jak je vidět z kamery CTX (zapnuto Mars Reconnaissance Orbiter )
Patro z Kráter Wallace, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter)
Stopy prachu ďábla na podlaze kráteru Wallace, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Toto je zvětšení předchozího obrazu podlahy kráteru Wallace.
Kráter Huxley, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter)
Kráter Gledhill, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter)
Kráter Redi, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter)
Kráter Redi, ukazující stopy prachu ďábla a plášť, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Poznámka: Toto je zvětšení předchozího obrazu kráteru Redi.
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.[45][46] 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.[45][47][48][49][50][51][52][53][54]
Klimatický model zveřejněný v časopise Science v roce 2006 zjistil, že v oblasti Hellasu by se mělo hromadit velké množství ledu na stejných místech, kde jsou pozorovány ledovce. Voda je transportována z jižní polární oblasti do severní Hellas a padá jako srážka.[55]
Toky, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Zavřít, barevný pohled na tok, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HIWish
Toky, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Tok, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Zavřít, barevný pohled na tok, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish Na fotografii je vidět vzorovaný povrch.
Tok, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish Tok, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Tok, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Tok, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Tok, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Zavřít pohled na čenich toku, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish Polygonální vzorovaný povrch je viditelný.
Široký pohled na ledovce ve tvaru jazyka, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish
Bližší pohled na ledovce ve tvaru jazyka, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish Polygony jsou viditelné.
Povrchové prvky, které ukazují pohyb z kopce, jak je vidět na HiRISE.
CTX kontextový obrázek Hellas Planitia zobrazující umístění dalších dvou obrázků.
Povrch v Hellasově čtyřúhelníku, jak jej viděla HiRISE, pod Program HiWish.
Možný ledový kruh v Hellas Planitia, jak je vidět na HiRISE, v rámci programu HiWish. Čáry jsou pravděpodobně způsobeny pohybem z kopce.
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.
Funkce Flow, která byla pravděpodobně ledovcem, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Hřebeny toku, jak je viděl HiRISE v rámci programu HiWish Hřebeny se pravděpodobně vytvořily na konci starého ledovce.
Kontext pro další snímek konce prvku toku nebo ledovce. Poloha je Hellasův čtyřúhelník.
Detail oblasti v poli na předchozím obrázku. To může být nazýváno některými terminální morénou ledovce. U měřítka zobrazuje rámeček přibližnou velikost fotbalového hřiště. Obrázek pořízený programem HiRISE v rámci programu HiWish. Poloha je Hellasův čtyřúhelník.
Materiál protékající okrajem kráteru, jak ho vidí HiRISE, v rámci programu HiWish. Boční morény jsou označeny.
Ledovce, jak je vidí HiRISE, v rámci programu HiWish. Ledovec vlevo je tenký, protože ztratil velkou část ledu. Ledovec vpravo je naopak silný; stále obsahuje hodně ledu, který je pod tenkou vrstvou špíny a kamení.
Ledovec ve tvaru jazyka, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Led může v ledovci existovat i dnes, pod izolační vrstvou nečistot.
Detailní záběr na ledovec ve tvaru jazyka, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish Rozlišení je asi 1 metr, takže na tomto obrázku lze vidět objekty o průměru několika metrů. Led může v ledovci existovat i dnes, pod izolační vrstvou nečistot.
Ledovce ve tvaru jazyka jsou označeny šipkami, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Blízký pohled na čenich ledovce, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish Jsou viditelné vysoké středové polygony. Krabice ukazuje velikost fotbalového hřiště.
Blízký pohled na vysoce středové polygony poblíž ledovce, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish
Blízký pohled na vysoce středové polygony poblíž ledovce, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish
Blízký pohled na vysoce středové polygony poblíž ledovce, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish Box ukazuje velikost fotbalového hřiště.
Blízký pohled na vysoce středové polygony poblíž ledovce, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish
Ledovec ve tvaru jazyka, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Široký pohled na toky ve tvaru jazyka, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish
Bližší pohled na toky ve tvaru jazyka, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Bližší pohled na toky ve tvaru jazyka a polygonální terén (který je označen), jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Blízký pohled na polygonální terén poblíž toků ve tvaru jazyka, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish
Drážky způsobené pohybem ledovce, jak to vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Zavřít, barevný pohled na polygony, jak je vidíme v HiRISE v rámci programu HiWish Polygony jsou běžné v půdě bohaté na led.
Kanály
Existují obrovské důkazy o tom, že voda jednou tekla v údolích řek na Marsu.[56][57] Snímky zakřivených kanálů byly pozorovány na obrázcích z kosmické lodi Marsu z počátku sedmdesátých let s Mariner 9 orbiter.[58][59][60][61] 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.[62][63]
Šílený Vallis, jak to vidí HiRISE. Obrázek vpravo je zvětšení části druhého obrázku.
Kanály, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish.
Zjednodušený tvar ve starém říčním údolí, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Zjednodušený tvar je důkazem tekoucí vody.
Kanál, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Kanál, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Kanály, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Široký pohled na malé kanály, jak je vidět v HiRISE v rámci HiWish programu
Zavřít pohled na kanály, jak je vidět HiRISE v rámci programu HiWish
Síť kanálů, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Valley, jak to vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Kanál, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish Šipky naznačují důkaz meandru.
Blízký pohled na malé kanály, které se zdají pocházet z vrstvy pláště, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish
Kanály, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Vrstvy
Mnoho míst na Marsu ukazuje kameny uspořádané ve vrstvách. Hornina může vytvářet vrstvy různými způsoby. Sopky, vítr nebo voda mohou vytvářet vrstvy.[64]Podrobnou diskuzi o vrstvení s mnoha příklady Marsu lze najít v Sedimentární geologii Marsu.[65]
Vrstvy, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Vrstvy, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Zavřít pohled na vrstvy, jak je vidět HiRISE v programu HiWish Na obrázku jsou také viditelné balvany.
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
Zavřít pohled na vrstvy, jak je vidět HiRISE v 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
Vrstvy, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Široký pohled na vrstvy, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish
Kanál vpusti označený šipkami Obrázek zvětšený z předchozího obrázku
Zavřít pohled na vrstvy, jak je vidět HiRISE v programu HiWish
Široký pohled na vrstvy, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish
Zavřít pohled na vrstvy, jak je vidět HiRISE v programu HiWish
Bližší pohled na vrstvy, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish Některé z vrstev se rozpadají na velké bloky
Bližší pohled na vrstvy, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish Některé z vrstev se rozpadají na velké bloky
Vrstvy, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Vrstvy, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish Některé vrstvy jsou zesvětlené, což znamená, že mohly být spojeny s vodou.
Bližší pohled na vrstvy, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish Některé vrstvy jsou zesvětlené, což znamená, že mohly být spojeny s vodou.
Bližší pohled na světle tónované materiály, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish Lehce tónované materiály byly spojeny s vodou.
Široký pohled na světlé a tmavé tónované vrstvy, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Bližší pohled na světlé a tmavé tónované vrstvy, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Bližší pohled na světlé a tmavé tónované vrstvy, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Zavřít, barevný pohled na vrstvy, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish. Různé barvy představují různé minerály.
Široký pohled na světlé a tmavé tónované vrstvy, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Zavřít, barevný pohled na vrstvy, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish. Různé barvy představují různé minerály.
Zavřít, barevné zobrazení vrstev, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish
Široký pohled na vrstvy v hromadách, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish
Bližší pohled na vrstvy v kupě, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish
Voštinový terén
Zdá se, že tyto relativně ploché „buňky“ mají soustředné vrstvy nebo pásy podobné plástve. Tento „voštinový“ terén byl poprvé objeven v severozápadní části Hellasu.[66] Geologický proces odpovědný za vytváření těchto funkcí zůstává nevyřešen.[67] 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.[68][69][66] 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.
Předpokládá se, že za rysy na Neptunově měsíci jsou zodpovědní diapíři Triton „Jupiterův měsíc Evropa Saturnův měsíc Enceladus a Uranův měsíc Mirando.[70]
Soustředné pásy a vrstvy, které se říká „voštinový terén“ Obrázek pořídil HiRISE v rámci programu HiWish.
Kruhové vrstvy, jak je vidět na HiRISE v programu HiWish
vrstvy a hřebeny, které tvoří podivné vzory, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish
Bližší pohled na hřebeny tvořící podivné vzory, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Voštinový terén, jak ho vidí HiRISE v rámci programu 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.
Hřebeny, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Bližší pohled na soustředné a rovnoběžné hřebeny, jak je vidět v HiRISE v rámci HiWish programu
Široký pohled na hřebenovou síť, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Zavřít pohled na hřebenovou síť, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Zavřít pohled na hřebenovou síť, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Vpusti
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,[71] jiní zjistili, že větší počet vpustí se nachází na svazích směřujících k pólu, zejména od 30-44 j.[72]
Mnoho let věřilo, že vpusti vznikají tekoucí vodou, ale další pozorování ukazují, že mohou být tvořeny suchým ledem. Nedávné studie popisují použití kamery HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) na MRO ke zkoumání vpustí na 356 lokalitách, počínaje rokem 2006. Třicet osm z těchto lokalit vykazovalo aktivní tvorbu vpusti. Snímky před a po ukázaly, že načasování této činnosti se shodovalo se sezónním mrazem z oxidu uhličitého a teplotami, které by neumožňovaly použití kapalné vody. Když se námraza na suchém ledu změní na plyn, může mazat suchý materiál, který teče, zejména na strmých svazích.[73][74][75] V některých letech mráz, snad tak silný jako 1 metr, spouští laviny. Tento mráz obsahuje většinou suchý led, ale má také malé množství vodního ledu.[76]
Vpusti v kráteru, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish
Bližší pohled na vpusti v kráteru, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish Polygony jsou viditelné v tomto blízkém pohledu.
Široký pohled na vrstvy a vpusti, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish Šipky ukazují na malé vpusti.
Zavřít pohled na malou vpust, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Široký pohled na vpusti, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish
Zavřít, barevný pohled na vpusti, jak to vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Bližší pohled na vpusti, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish Křivky v kanálech jsou důkazem, že tyto vpusti nebyly vytvořeny sesuvy půdy.
Mnohoúhelníky
Některé povrchy na Marsu zobrazují polygony. Mohou mít různé velikosti. Polygony jsou příkladem vzorované půdy. Polygonální, vzorovaný povrch je v některých oblastech Marsu docela běžný.[77][78][79][80][81][82][83]
Skupina polygonů, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Vzorovaný povrch v Hellasu, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Obdélník ukazuje velikost fotbalového hřiště.
Široký pohled na polygony, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish. Části tohoto obrázku jsou na následujících obrázcích zvětšeny.
Polygony, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Bližší pohled na polygony, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Šipka ukazuje na balvany, které sedí uvnitř malých kráterů.
Bližší pohled na polygony, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish
Bližší pohled na polygony, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish
Odkryté ledové příkrovy
Tým vědců pomocí nástrojů na palubě nalezl tlusté nánosy ledu Mars Reconnaissance Orbiter (MRO).[84] Vědci zjistili, že osm erodujících svahů ukazuje odkryté vodní ledové listy silné až 100 metrů. Sedm míst bylo na jižní polokouli. Mnoho důkazů o zasypaném ledu pod zemí na rozsáhlých oblastech Marsu již bylo nalezeno minulými studiemi, ale tato studie zjistila, že led byl pokryt pouze vrstvou o tloušťce asi 1 nebo 2 metry půda.[85][86][87] Shane Byrne z University of Arizona Lunar and Planetary Laboratory, Tucson, jeden ze spoluautorů poznamenal, že budoucí kolonisté z Rudé planety by byli schopni sbírat led pouze pomocí kbelíku a lopaty.[88]Vrstvený led je vystaven v prohlubních trojúhelníkového tvaru. Jedna zeď je velmi strmá a směřuje k tyči. Skutečnost, že vodní led tvoří vrstvy, byla potvrzena Kompaktní průzkumný zobrazovací spektrometr pro Mars (CRISM) na palubě Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Spektra shromážděná pomocí systému CRISM vykazovala silné signály vody.[89] Vrstvy jsou zvláště výrazné v prohlubních v Hellasově čtyřúhelníku, jak je znázorněno na zvětšených pohledech níže.
Široký pohled na trojúhelníkovou depresi, jak ji vidí HiRISE Barevný proužek zobrazuje část obrazu, kterou lze barevně vidět. Stěna v horní části prohlubně obsahuje čistý led. Tato zeď směřuje k jižnímu pólu. Poloha je Hellasův čtyřúhelník.[90]
Zavřít, barevný pohled na zeď obsahující led z předchozího obrázku, jak je vidět z HiRISE
Široký pohled na trojúhelníkovou depresi, jak ji vidí HiRISE Stěna, která směřuje k jižnímu pólu, obsahuje led v odlišných vrstvách, které jsou viditelné na dalším obrázku. Poloha je Hellasův čtyřúhelník.[90]
Široký pohled na trojúhelníkovou depresi, jak ji vidí HiRISE Stěna, která směřuje k jižnímu pólu, obsahuje led v odlišných vrstvách, které jsou viditelné na dalším obrázku. Poloha je Hellasův čtyřúhelník.[90]
Pohled na stěnu trojúhelníkové prohlubně, jak ji vidí vrstvy HiRISE, je ve stěně viditelný. Spodní vrstvy jsou nakloněny, zatímco vrstvy blízko povrchu jsou víceméně vodorovné. Takové uspořádání vrstev se nazývá „úhlové neshoda."
Kromě toho, že tyto vrstvy ledu mají velkou hodnotu pro budoucí průzkumníky, mohou nám pomoci lépe porozumět klimatické historii Marsu. Poskytují záznam o minulosti. Velké rozdíly v náklonu planety způsobují dramatické změny klimatu. Mars nedisponuje velkým měsícem, aby byl jeho sklon stabilní. Dnes je led koncentrovaný na pólech, s větším sklonem, více ledu bude existovat ve středních zeměpisných šířkách. Tyto změny klimatu lze měřit studiem těchto vrstev.
Tyto trojúhelníkové prohlubně jsou podobné těm v hřebenatém terénu. Bez ohledu na vroubkovaný terén zobrazuje mírný sklon rovníku a je zaoblený.
Vroubkovaná topografie
Vroubkovaná topografie je běžné v střední šířky Marsu mezi 45 ° a 60 ° na sever a na jih. Obzvláště prominentní je v regionu Utopia Planitia,[91][92] na severní polokouli a v oblasti Peneus a Amphitrites Paterae[93][94] na jižní polokouli. Taková topografie sestává z mělkých prohlubní bez okrajů s vroubkovanými okraji, běžně označovaných jako „prohloubené prohlubně“ nebo jednoduše „hřebenatky“. Vroubkované deprese mohou být izolované nebo seskupené a někdy se zdá, že splývají. Typická vroubkovaná deprese vykazuje mírný sklon rovníku a strmější pól obrácený.[95] Předpokládá se, že vroubkované prohlubně se tvoří odstraněním podpovrchového materiálu, případně intersticiálního ledu, pomocí sublimace (přímý přechod materiálu z pevné fáze do plynné fáze bez přechodného kapalného stupně). Tento proces se může v současnosti stále odehrávat.[96] Tato topografie může mít velký význam pro budoucí kolonizaci Marsu, protože může poukazovat na ložiska čistého ledu.[97]
Fáze tvorby stupnice, jak je vidět na HiRISE. Tyto útvary pravděpodobně vznikají ze sublimace půdy bohaté na čistý vodní led v hloubce mnoha metrů.[98]
Vroubkovaný terén, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HIWish Stopy prachu ďábla jsou také viditelné.
Jámy
Některá místa na Marsu zobrazují jámy. Předpokládá se, že byla vytvořena prázdnota a materiál se zhroutil do boxů. Tyto jámy se pravděpodobně nejčastěji vytvářejí, když led opouští zemi, čímž vytváří prázdnotu. V řídké atmosféře Marsu bude sublimovat led, zvláště pokud dojde k prasknutí. Sublimace je, když se pevná látka promění přímo v plyn. Suchý led dělá to na Zemi. Některé jámy jsou spojeny s prasklinami na povrchu.[99][100][101][102][103]
Široký pohled na jámy, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HIWish
Zavřít pohled na jámy, jak je vidět v HiRISE v programu HIWish Krabice ukazuje velikost jám. Některé jámy jsou stejně široké jako fotbalové hřiště dlouhé.
Široký pohled na jámy a stopy prachu ďábla, jak je vidět na HiRISE v rámci HiWish programu
Zavřít pohled na jámy, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish Box zobrazuje velikost fotbalového hřiště. Jámy v obraze mohou mít průměr přibližně 10–20 metrů.
Jámy, jak je vidět HiRISE v rámci programu HIWish
Další obrázky v Hellasově čtyřúhelníku
Hellasova čtyřúhelníková mapa zobrazující dvě velká říční údolí, která se svažují doleva, směrem k podlaze kráteru.
Pole dutin, jak je viděno HiRISE v rámci programu HiWish
Povrchové funkce, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish
Dutiny na podlaze Reull Vallis, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish
Pruhovaný nebo taffy-pull terén v Hellas, jak je vidět Mars Global Surveyor. Původ je v současné době neznámý.
Centauri Montes, jak to vidí HiRISE. Měřítko je dlouhé 500 metrů. Původní zvětšení obrázku vlevo je plné bohatých detailů na všech částech obrázku.
Ausonia Mensa, jak to vidí MGS, pod Program veřejného cílení MOC. Tato erodovaná mena má mnoho kanálů.
Fáze tvorby stupnice, jak je vidět na HiRISE. Tyto útvary pravděpodobně vznikají ze sublimace půdy bohaté na čistý vodní led v hloubce mnoha metrů.[98]
Možné hráze a žlaby, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish Šipky ukazují na možnou hráz podél levého okraje obrázku. Rovné rysy jsou v přírodě vzácné; jsou často způsobeny hrázemi a klouby.
Zvláštní tvary, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish, se část tohoto obrázku zvětší na dalším obrázku.
Ridges forming from cracks, as seen by HiRISE under HiWish program Box in upper left shows size of football field.
Duny, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Wide view of brain terrain, as seen by HiRISE under HiWish program
Close, side view of brain terrain from previous image, as seen by HiRISE under HiWish program
Out of place rock, as seen by HiRISE under HiWish program The arrow points to a large rock that is definitely out of place. It may be a meteorite or it may have been tossed here by a nearby impact.
Close view of out of place rock, as seen by HiRISE under HiWish program It may be a meteorite or it may have been tossed here by a nearby impact.
Other Mars quadrangles
Interaktivní mapa Marsu

Viz také
- Mozkový terén
- Klima Marsu
- Diapir
- Stopy prachu ďábla
- Geologie Marsu
- Ledovec
- Ledovce na Marsu
- HiRISE
- Program HiWish
- Impaktní kráter
- Plášť závislý na zeměpisné šířce
- Jezera na Marsu
- Lineační výplň údolí
- Seznam čtyřúhelníků na Marsu
- Lobatová zástěra trosek
- Marťanské vpusti
- Rudní zdroje na Marsu
- Kráter podstavce
- Phoenix (kosmická loď)
- Polygonální vzorovaný povrch
- Vroubkovaná topografie
- Upper Plains Unit
- Vallis
- Voda na Marsu
Reference
- ^ Davies, M.E .; Batson, R.M.; Wu, S.S.C. (1992). "Geodesy and Cartography". In Kieffer, H.H .; Jakosky, B.M .; Snyder, C.W .; et al. (eds.). Mars. Tucson: University of Arizona Press. ISBN 978-0-8165-1257-7.
- ^ A b C d Carr, Michael H. (2006). Povrch Marsu. Cambridge University Press. p.[stránka potřebná ]. ISBN 978-0-521-87201-0.
- ^ A b Moore, J; Wilhelms, Don E. (2001). "Hellas as a possible site of ancient ice-covered lakes on Mars". Icarus. 154 (2): 258–276. Bibcode:2001Icar..154..258M. doi:10.1006 / icar.2001.6736. hdl:2060/20020050249.
- ^ Cabrol, N. and E. Grim (eds). 2010. Lakes on Mars
- ^ A b C Martian Weather Observation Archivováno 2008-05-31 na Wayback Machine MGS radio science measured 11.50 mbar at 34.4° S 59.6° E -7152 meters.
- ^ http://hirise.lpl.arizonai.edu/P/sP_008559_1405[trvalý mrtvý odkaz ]
- ^ Voelker, M., et al. 2016. DISTRIBUTION AND EVOLUTION OF LACUSTRINE AND FLUVIAL FEATURES IN HELLASPLANITIA, MARS, BASED ON PRELIMINARY RESULTS OF GRID-MAPPING. 47th Lunar and Planetary Science Conference (2016) 1228.pdf.
- ^ Kargel, J .; Strom, R. (1991). "Terrestrial glacial eskers: analogs for martian sinuous ridges" (PDF). LPSC. XXII: 683–684. Bibcode:1991LPI....22..683K.
- ^ Head, JW; Neukum, G; Jaumann, R; Hiesinger, H; Hauber, E; Carr, M; Masson, P; Foing, B; et al. (2005). "Tropical to mid-latitude snow and ice accumulation, flow and glaciation on Mars". Příroda. 434 (7031): 346–350. Bibcode:2005Natur.434..346H. doi:10.1038/nature03359. PMID 15772652. S2CID 4363630.
- ^ [1]
- ^ http://news.brown.edu/pressreleases/2008/04/martian-glaciers
- ^ Plaut, Jeffrey J.; Safaeinili, Ali; Holt, John W .; Phillips, Roger J.; Head, James W .; Seu, Roberto; Putzig, Nathaniel E.; Frigeri, Alessandro (2009). "Radar Evidence for Ice in Lobate Debris Aprons in the Mid-Northern Latitudes of Mars" (PDF). Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 36 (2): n / a. Bibcode:2009GeoRL..3602203P. doi:10.1029/2008GL036379.
- ^ 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 Sounding Evidence for Ice within Lobate Debris Aprons near Hellas Basin, Mid-Southern Latitudes of Mars" (PDF). Měsíční a planetární věda. XXXIX (1391): 2441. Bibcode:2008LPI....39.2441H.
- ^ Holt, J. W.; Safaeinili, A.; Plaut, J. J .; Head, J. W .; Phillips, R. J .; Seu, R .; Kempf, S. D.; Choudhary, P.; et al. (2008). "Radar Sounding Evidence for Buried Glaciers in the Southern Mid-Latitudes of Mars". Věda. 322 (5905): 1235–8. Bibcode:2008Sci...322.1235H. doi:10.1126/science.1164246. PMID 19023078. S2CID 36614186.
- ^ „Archivovaná kopie“. Archivovány od originál dne 2010-06-17. Citováno 2010-12-19.CS1 maint: archivovaná kopie jako titul (odkaz)
- ^ MLA NASA/Jet Propulsion Laboratory (December 18, 2003). "Mars May Be Emerging From An Ice Age". ScienceDaily. Citováno 19. února 2009.
- ^ Carr, M. 2001.
- ^ Morgenstern, A., et al. 2007
- ^ A b Baker, D., J. Head. 2015. Extensive Middle Amazonian mantling of debris aprons and plains in Deuteronilus Mensae, Mars: Implication for the record of mid-latitude glaciation. Icarus: 260, 269-288.
- ^ Mangold, N (2003). "Geomorphic analysis of lobate debris aprons on Mars at Mars Orbiter Camera scale: Evidence for ice sublimation initiated by fractures". J. Geophys. Res. 108 (E4): 8021. Bibcode:2003JGRE..108.8021M. doi:10.1029/2002je001885.
- ^ Levy, J. a kol. 2009. Concentric
- ^ Bright Chunks at Phoenix Lander's Mars Site Must Have Been Ice – Official NASA press release (19.06.2008)
- ^ A b http://www.nasa.gov/mission_pages/phoenix/news/phoenix-20080619.html
- ^ Byrne, S. et al. 2009. Distribution of Mid-Latitude Ground Ice on Mars from New Impact Craters: 329.1674-1676
- ^ Smith, P., et al. 2009. H2O na přistávací ploše Phoenixu. Science: 325, 58-61.
- ^ Head, J. a kol. 2003.
- ^ Madeleine, et al. 2014.
- ^ Schon; et al. (2009). "A recent ice age on Mars: Evidence for climate oscillations from regional layering in mid-latitude mantling deposits". Geophys. Res. Lett. 36 (15): L15202. Bibcode:2009GeoRL..3615202S. doi:10.1029/2009gl038554.
- ^ Touma, J .; Wisdom, J. (1993). „Chaotická neoblomnost Marsu“. Věda. 259 (5099): 1294–1297. Bibcode:1993Sci ... 259.1294T. doi:10.1126 / science.259.5099.1294. PMID 17732249. S2CID 42933021.
- ^ A b Laskar, J .; Correia, A .; Gastineau, M .; Joutel, F .; Levrard, B .; Robutel, P. (2004). „Dlouhodobý vývoj a chaotická difúze množství sluneční záření na Marsu“ (PDF). Icarus. 170 (2): 343–364. Bibcode:2004Icar..170..343L. doi:10.1016 / j.icarus.2004.04.005.
- ^ Levy, J .; Head, J .; Marchant, D .; Kowalewski, D. (2008). „Identifikace sublimačních polygonů s termální kontrakcí na navrhovaném místě přistání ve Phoenixu NASA: Důsledky pro vlastnosti substrátu a morfologickou evoluci řízenou klimatem“. Geophys. Res. Lett. 35 (4): L04202. Bibcode:2008GeoRL..35.4202L. doi:10.1029 / 2007 GL032813.
- ^ Levy, J .; Head, J .; Marchant, D. (2009). „Tepelné kontrakční polygony na Marsu: Klasifikace, distribuce a klimatické důsledky z pozorování HiRISE“. J. Geophys. Res. 114 (E1): E01007. Bibcode:2009JGRE..114.1007L. doi:10.1029 / 2008JE003273.
- ^ Hauber, E., D. Reiss, M. Ulrich, F. Preusker, F. Trauthan, M. Zanetti, H. Hiesinger, R. Jaumann, L. Johansson, A. Johnsson, S. Van Gaselt, M. Olvmo. 2011. Vývoj krajiny v marťanských oblastech střední šířky: poznatky z analogických periglaciálních reliéfů na Špicberkách. In: Balme, M., A. Bargery, C. Gallagher, S. Guta (eds). Martian Geomorphology. Geologická společnost, Londýn. Speciální publikace: 356. 111-131
- ^ Mellon, M .; Jakosky, B. (1995). "The distribution and behavior of Martian ground ice during past and present epochs". J. Geophys. Res. 100 (E6): 11781–11799. Bibcode:1995JGR...10011781M. doi:10.1029/95je01027. S2CID 129106439.
- ^ Schorghofer, N (2007). "Dynamika ledových dob na Marsu". Příroda. 449 (7159): 192–194. Bibcode:2007 Natur.449..192S. doi:10.1038 / nature06082. PMID 17851518. S2CID 4415456.
- ^ Madeleine, J., F. Forget, J. Head, B. Levrard, F. Montmessin. 2007. Zkoumání zalednění severní střední šířky pomocí modelu obecné cirkulace. In: Sedmá mezinárodní konference na Marsu. Abstraktní 3096.
- ^ http://themis.asu.edu/zoom-20020807a
- ^ http://marsrovers.jpl.nasa.gov/gallery/press/spirit/20070412a.html
- ^ „Archivovaná kopie“. Archivovány od originál dne 28.10.2011. Citováno 2012-01-19.CS1 maint: archivovaná kopie jako titul (odkaz)
- ^ Reiss, D .; et al. (2011). "Multitemporal observations of identical active dust devils on Mars with High Resolution Stereo Camera (HRSC) and Mars Orbiter Camera (MOC)". Icarus. 215 (1): 358–369. Bibcode:2011Icar..215..358R. doi:10.1016/j.icarus.2011.06.011.
- ^ Malin, M. C .; Edgett, K. S .; Posiolova, L. V .; McColley, S. M .; Dobrea, E. Z. N. (2006). „Současná rychlost kráteru a současná rokle na Marsu“. Věda. 314 (5805): 1573–1577. Bibcode:2006Sci ... 314,1573M. doi:10.1126 / science.1135156. PMID 17158321. S2CID 39225477.
- ^ McEwen, AS; Hansen, CJ; Delamere, WA; Eliason, EM; Herkenhoff, KE; Keszthelyi, L; Gulick, VC; Kirk, RL; et al. (2007). „Bližší pohled na geologickou aktivitu související s vodou na Marsu“. Věda. 317 (5845): 1706–1709. Bibcode:2007Sci ... 317.1706M. doi:10.1126 / science.1143987. PMID 17885125. S2CID 44822691.
- ^ http://www.lpi.usra.edu/publications/slidesets/stones/
- ^ Kieffer, Hugh H. (1992). Mars. Tucson: University of Arizona Press. str.[, stránka potřebná ], . ISBN 0-8165-1257-4.
- ^ A b "The Surface of Mars" Series: Cambridge Planetary Science (No. 6) ISBN 978-0-511-26688-1 Michael H. Carr, United States Geological Survey, Menlo Park
- ^ Hugh H. Kieffer (1992). Mars. University of Arizona Press. ISBN 978-0-8165-1257-7. Citováno 7. března 2011.
- ^ Milliken, R. E.; Mustard, J. F .; Goldsby, D. L. (2003). "Viscous flow features on the surface of Mars: Observations from high-resolution Mars Orbiter Camera (MOC) images". Journal of Geophysical Research. 108 (E6): 5057. Bibcode:2003JGRE..108,5057M. doi:10.1029/2002je002005. S2CID 12628857.
- ^ Squyres, S.W .; Carr, M.H. (1986). "Geomorphic evidence for the distribution of ground ice on Mars". Věda. 213 (4735): 249–253. Bibcode:1986Sci...231..249S. doi:10.1126/science.231.4735.249. PMID 17769645. S2CID 34239136.
- ^ Head, J.W .; Marchant, D.R.; Dickson, J.L.; Kress, A.M. (2010). "Criteria for the recognition of debris-covered glacier and valley glacier landsystem deposits". Planeta Země. Sci. Lett. 294: 306–320. Bibcode:2010E&PSL.294..306H. doi:10.1016/j.epsl.2009.06.041.
- ^ Holt, J.W.; et al. (2008). "Radar sounding evidence for buried glaciers in the southern mid-latitudes of Mars". Věda. 322 (5905): 1235–1238. Bibcode:2008Sci...322.1235H. doi:10.1126/science.1164246. PMID 19023078. S2CID 36614186.
- ^ Morgan, G.A.; 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 extent, age and episodicity of Amazonian glacial events". Icarus. 202 (1): 22–38. Bibcode:2009Icar..202...22M. doi:10.1016/j.icarus.2009.02.017.
- ^ Plaut, J.J.; Safaeinili, A.; Holt, J.W.; Phillips, R.J.; Head, J.W .; Sue, R.; Putzig, A. (2009). "Frigeri Radar evidence for ice in lobate debris aprons in the mid-northern latitudes of Mars". Geophys. Res. Lett. 36 (2): L02203. Bibcode:2009GeoRL..36.2203P. doi:10.1029/2008gl036379. S2CID 17530607.
- ^ Baker, D.M.H.; Head, J.W .; Marchant, D.R. (2010). "Flow patterns of lobate debris aprons and lineated valley fill north of Ismeniae Fossae, Mars: Evidence for extensive mid-latitude glaciation in the Late Amazonian". Icarus. 207 (1): 186–209. Bibcode:2010Icar..207..186B. doi:10.1016/j.icarus.2009.11.017.
- ^ Arfstrom, J. (2005). "Terrestrial analogs and interrelationships". Icarus. 174 (2): 321–335. Bibcode:2005Icar..174..321A. doi:10.1016/j.icarus.2004.05.026.
- ^ Forget, F., et al. 2006. Formation of Glaciers on Mars by Atmospheric Precipitation at High Obliquity. Science: 311, 368-371.
- ^ Baker, V.; et al. (2015). "Fluvial geomorphology on Earth-like planetary surfaces: a review". Geomorfologie. 245: 149–182. doi:10.1016/j.geomorph.2015.05.002. PMC 5701759. PMID 29176917.
- ^ Carr, M. 1996. in Water on Mars. Oxford Univ. Lis.
- ^ Baker, V. 1982. Kanály Marsu. Univ. of Tex. Press, Austin, TX
- ^ Baker, V.; Strom, R.; Gulick, V.; Kargel, J .; Komatsu, G .; Kale, V. (1991). "Ancient oceans, ice sheets and the hydrological cycle on Mars". Příroda. 352 (6336): 589–594. Bibcode:1991 Natur.352..589B. doi:10.1038 / 352589a0. S2CID 4321529.
- ^ Carr, M (1979). "Formování marťanských povodňových prvků uvolněním vody z uzavřených kolektorů". J. Geophys. Res. 84: 2995–300. Bibcode:1979JGR....84.2995C. doi:10.1029/jb084ib06p02995.
- ^ Komar, P (1979). "Comparisons of the hydraulics of water flows in Martian outflow channels with flows of similar scale on Earth". Icarus. 37 (1): 156–181. Bibcode:1979Icar...37..156K. doi:10.1016/0019-1035(79)90123-4.
- ^ http://spaceref.com/mars/how-much-water-was-needed-to-carve-valleys-on-mars.html
- ^ Luo, W .; et al. (2017). "New Martian valley network volume estimate consistent with ancient ocean and warm and wet climate". Příroda komunikace. 8: 15766. Bibcode:2017NatCo...815766L. doi:10.1038/ncomms15766. PMC 5465386. PMID 28580943.
- ^ „HiRISE | Vědecký experiment se zobrazováním ve vysokém rozlišení“. Hirise.lpl.arizona.edu?psp_008437_1750. Citováno 2012-08-04.
- ^ Grotzinger, J. a R. Milliken (eds.). 2012. Sedimentární geologie Marsu. SEPM.
- ^ A b Bernhardt, H.; et al. (2016). "The honeycomb terrain on the Hellas basin floor, mars: a case for salt or ice diapirism: hellas honeycombs as salt/ice diapirs". J. Geophys. Res. 121 (4): 714–738. Bibcode:2016JGRE..121..714B. doi:10.1002/2016je005007.
- ^ http://www.uahirise.org/ESP_049330_1425
- ^ Weiss, D., J. Head. 2017. HYDROLOGY OF THE HELLAS BASIN AND THE EARLY MARS CLIMATE: WAS THE HONEYCOMB TERRAIN FORMED BY SALT OR ICE DIAPIRISM? Lunar and Planetary Science XLVIII. 1060.pdf
- ^ Weiss, D.; Head, J. (2017). "Salt or ice diapirism origin for the honeycomb terrain in Hellas basin, Mars?: Implications for the early martian climate". Icarus. 284: 249–263. Bibcode:2017Icar..284..249W. doi:10.1016/j.icarus.2016.11.016.
- ^ Cassini Imaging Central Laboratory for Operations, Enceladus Rev 80 Flyby: Aug 11 '08. Retrieved 2008-08-15.
- ^ Edgett, K .; Malin, M. C .; Williams, R. M. E.; Davis, S. D. (2003). „Marťanské vpusti v polárních a středních zeměpisných šířkách: Pohled z MGS MOC po 2 marťanských letech na mapovací dráze“ (PDF). Měsíční planeta. Sci. 34. p. 1038, Abstract 1038. Bibcode:2003LPI .... 34.1038E.
- ^ Dickson, J; Head, J; Kreslavsky, M (2007). „Marťanské vpusti v jižních středních zeměpisných šířkách Marsu: Důkazy o klimaticky řízené tvorbě mladých fluviálních útvarů na základě místní a globální topografie“ (PDF). Icarus. 188 (2): 315–323. Bibcode:2007Icar..188..315D. doi:10.1016 / j.icarus.2006.11.020.
- ^ http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-226
- ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/ESP_032078_1420
- ^ http://www.space.com/26534-mars-gullies-dry-ice.html
- ^ http://spaceref.com/mars/frosty-gullies-on-mars.html
- ^ http://www.diss.fu-berlin.de/diss/servlets/MCRFileNodeSe[trvalý mrtvý odkaz ] rvlet / FUDISS_derivate_000000003198 / 16_ColdClimateLandforms-13-utopia.pdf? hosts =
- ^ Kostama, V.-P .; Kreslavsky, M .; Head, J. (2006). „Nedávný ledový plášť vysoké zeměpisné šířky na severních pláních Marsu: charakteristika a stáří umístění“. Geophys. Res. Lett. 33 (11): L11201. Bibcode:2006GeoRL..3311201K. doi:10.1029 / 2006GL025946.
- ^ Malin, M .; Edgett, K. (2001). „Kamera Mars Global Surveyor Mars Orbiter: Meziplanetární plavba primární misí“. J. Geophys. Res. 106 (E10): 23429–23540. Bibcode:2001JGR ... 10623429M. doi:10.1029 / 2000je001455.
- ^ Milliken, R .; et al. (2003). "Viscous flow features on the surface of Mars: Observations from high-resolution Mars Orbiter Camera (MOC) images". J. Geophys. Res. 108. Bibcode:2003JGRE..108,5057M. doi:10.1029 / 2002JE002005. S2CID 12628857.
- ^ Mangold, N (2005). „Dráhy se vzorem vysoké zeměpisné šířky na Marsu: Klasifikace, distribuce a ovládání podnebí“. Icarus. 174 (2): 336–359. Bibcode:2005Icar..174..336M. doi:10.1016 / j.icarus.2004.07.030.
- ^ Kreslavsky, M .; Head, J. (2000). „Drsnost v kilometrovém měřítku na Marsu: výsledky analýzy dat MOLA“. J. Geophys. Res. 105 (E11): 26695–26712. Bibcode:2000JGR ... 10526695K. doi:10.1029 / 2000je001259.
- ^ Seibert, N .; Kargel, J. (2001). „Marťanský polygonální terén malého rozsahu: důsledky pro kapalnou povrchovou vodu“. Geophys. Res. Lett. 28 (5): 899–902. Bibcode:2001GeoRL..28..899S. doi:10.1029 / 2000gl012093.
- ^ Dundas, E., et al. 2018. Exposed subsurface ice sheets in the martian mid-latitudes. Věda. 359. 199.
- ^ Strmé svahy na Marsu odhalují strukturu pohřbeného ledu. Tisková zpráva NASA. 11. ledna 2018.
- ^ Ice cliffs spotted on Mars. Vědecké zprávy. Paul Voosen. 11. ledna 2018.
- ^ https://www.slideshare.net/sacani/exposed-subsurface-ice-sheets-in-the-martian-midlatitudes
- ^ http://spaceref.com/mars/steep-slopes-on-mars-reveal-structure-of-buried-ice.html
- ^ Dundas, Colin M .; et al. (2018). „Odkryté podpovrchové ledové příkrovy v marťanských středních zeměpisných šířkách“. Věda. 359 (6372): 199–201. Bibcode:2018Sci ... 359..199D. doi:10.1126 / science.aao1619. PMID 29326269.
- ^ A b C d Supplementary Materials Exposed subsurface ice sheets in the Martian mid-latitudes Colin M. Dundas, Ali M. Bramson, Lujendra Ojha, James J. Wray, Michael T. Mellon, Shane Byrne, Alfred S. McEwen, Nathaniel E. Putzig, Donna Viola, Sarah Sutton, Erin Clark, John W. Holt
- ^ Lefort, A.; Russell, P .; Thomas, N .; McEwen, A.S .; Dundas, C.M .; Kirk, R.L. (2009). „HiRISE pozorování periglaciálních reliéfů v Utopii Planitia“. Journal of Geophysical Research. 114 (E4): E04005. Bibcode:2009JGRE..114.4005L. doi:10.1029 / 2008JE003264.
- ^ Morgenstern, A; Hauber, E; Reiss, D; van Gasselt, S; Grosse, G; Schirrmeister, L (2007). "Deposition and degradation of a volatile-rich layer in Utopia Planitia, and implications for climate history on Mars" (PDF). Journal of Geophysical Research: Planets. 112 (E6): E06010. Bibcode:2007JGRE..112.6010M. doi:10.1029/2006je002869.
- ^ Lefort, A.; Russell, P .; Thomas, N. (2009). "Scalloped terrains in the Peneus and Amphitrites Paterae region of Mars as observed by HiRISE". Icarus. 205 (1): 259–268. Bibcode:2010Icar..205..259L. doi:10.1016/j.icarus.2009.06.005.
- ^ Zanetti, M., Hiesinger, H., Reiss, D., Hauber, E. a Neukum, G. (2009), „Vroubkovaný vývoj deprese na Malea Planum a jižní zdi povodí Hellas, Mars“, 40. konference o lunární a planetární vědě, abstrakt 2178
- ^ http://www.uahirise.org/ESP_038821_1235
- ^ „Vroubkovaná topografie v kráteru Peneus Patera“. HiRISE Operations Center. 2007-02-28. Citováno 2014-11-24.
- ^ Dundas, C.; Bryrne, S .; McEwen, A. (2015). "Modeling the development of martian sublimation thermokarst landforms". Icarus. 262: 154–169. Bibcode:2015Icar..262..154D. doi:10.1016/j.icarus.2015.07.033.
- ^ A b Dundas, C., S. Bryrne, A. McEwen. 2015. Modeling the development of martian sublimation thermokarst landforms. Icarus: 262, 154-169.
- ^ Mangold, N. 2010. Ice sublimation as a geomorphic process: A planetary perspective. Geomorphology: 126, 1-17.
- ^ https://themis.mars.asu.edu/zoom-20041109a
- ^ https://www.int-arch-photogramm-remote-sens-spatial-inf-sci.net/XL-8/485/2014/isprsarchives-XL-8-485-2014.pdf
- ^ Vamshi, G., et al. 2014. Origin of collapsed pits and branched valleys surrounding the Ius chasma on Mars. ISPRS Technical Commission VIII Symposium
- ^ https://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_002202_2250
- ^ Morton, Oliver (2002). Mapování Marsu: Věda, představivost a zrod světa. New York: Picador USA. p. 98. ISBN 0-312-24551-3.
- ^ „Atlas Marsu online“. Ralphaeschliman.com. Citováno 16. prosince 2012.
- ^ „PIA03467: Širokoúhlá mapa Marsu MGS MOC“. Photojournal. Laboratoř NASA / Jet Propulsion Laboratory. 16. února 2002. Citováno 16. prosince 2012.
externí odkazy
- Lakes on Mars - Nathalie Cabrol (SETI Talks)
- Martian Ice - Jim Secosky - 16th Annual International Mars Society Convention
- https://www.youtube.com/watch?v=kpnTh3qlObk [T. Gordon Wasilewski - Water on Mars - 20th Annual International Mars Society Convention] Describes how to get water from ice in the ground
|