LARLE kráter - LARLE crater

Planeta Mars
Kráter LARLE, jak je vidět na vrstvě CTX LARLE, která se skládá z jemnozrnného materiálu, je označena. Mohlo by to být rozrušeno a podstavec kráteru zůstane.[1]

Nová třída Marťan impaktní krátery byly objeveny uživatelem Severní arizonská univerzita vědečka Prof Nadine Barlow a Dr. Joseph Boyce z University of Hawaii v říjnu 2013. Pojmenovali jej jako „krátery vrstveného ejecta (LARLE) s nízkým poměrem stran“.[2] Profesorka Nadine Barlowová, vědkyně ze severní arizonské univerzity, tuto třídu popsala krátery s „tenkovrstvým vnějším nánosem“ převyšujícím „typický rozsah ejecta“. "Tato kombinace pomáhá odpařovat materiály a vytvářet nárůst základního toku." Nízký poměr stran odkazuje na to, jak tenké jsou vklady relativně k oblasti, kterou pokrývají, “uvedl profesor Barlow.[3] Vědci použili údaje z pokračujícího průzkumu Mars pomocí starého Mars Odyssey Orbiter a Mars Reconnaissance Orbiter, objevili 139 kráterů LARLE o průměru od 1,0 do 12,2 km, přičemž 97 procent kráterů LARLE bylo nalezeno směrem k pólu 35 N a 40 S, přičemž zbývající části byly převážně sledovány v rovníkové formaci Medusae Fossae.

Krátery LARLE se vyznačují kráterem a normálním vrstveným vzorem ejecta obklopeným rozsáhlou, ale tenkou vnější vrstvou, která končí ve tvaru plamene.[4] Vrstvy ejecta kráterů LARLE mají vyšší poměry stran ve srovnání se základními rázovými usazeninami z kráterů výbuchu. Tento rozdíl je pravděpodobně způsoben velkým množstvím malých částic prachu a ledu v oblastech, kde se tvoří krátery LARLE. Tento led a prach pocházely z plášťů sněhu a prachu, které se ukládaly během mnoha klimatických změn v historii Marsu. Po nárazu se usazeniny rychle stabilizují (řádově několik dní až několik let) z eolické eroze vytvořením kůry vytvořené difúzí vodní páry z usazenin.[5] Krátery LARLE mohou být užitečné jako značka ledu pod povrchem.

Pozadí

An impaktní kráter je přibližně kruhový Deprese na povrchu a planeta, měsíc nebo jiné pevné těleso v Sluneční Soustava, tvořený nadměrná rychlost dopad menšího těla s povrchem. Na rozdíl od sopečné krátery, které jsou výsledkem výbuchu nebo vnitřního kolapsu,[6] impaktní krátery mají obvykle vyvýšené okraje a podlahy, které jsou výškově nižší než okolní terén.[7] Rázové krátery se pohybují od malých, jednoduchých prohlubní ve tvaru misky až po velké, složité, vícekruhové nárazové nádrže. Kráter meteorů je možná nejznámějším příkladem malého nárazového kráteru na Zemi.

Impaktní krátery nelze zaměňovat s reliéfem, který se v některých případech jeví podobný kaldery a kruhové hráze.

Impaktní krátery jsou dominantními geografickými rysy mnoha pevných objektů sluneční soustavy, včetně Měsíc, Rtuť, Callisto, Ganymede a většina malých měsíců a asteroidy. Na jiných planetách a měsících, které zažívají aktivnější povrchové geologické procesy, jako např Země, Venuše, Mars, Evropa, Io a Titan, krátery s viditelným nárazem jsou méně časté, protože se stávají rozrušený, pohřben nebo přeměněn tektonika přesčas.[8]

Kráterové záznamy velmi starých povrchů, jako je Merkur, Měsíc a jižní vrchovina v Mars, zaznamenejte období intenzivní předčasné bombardování ve vnitřní sluneční soustavě asi před 3,9 miliardami let.[9] Míra kráteru ve vnitřní sluneční soustavě kolísá v důsledku kolizí v pásu asteroidů, které vytvářejí rodinu fragmentů, které jsou často posílány kaskádovitě do vnitřní sluneční soustavy.[10]

Geologická historie impaktních kráterů

Kráter Bonneville a Duch přistávací modul roveru

Geologická historie Marsu může být rozdělena do mnoha období, ale následující jsou tři primární období:[11][12]

  • Noachovské období (pojmenoval podle Noachis Terra ): Formace nejstarších dochovaných povrchů Marsu, před 4,5 miliardami let před 3,5 miliardami let. Noachovské věkové povrchy jsou zjizveny mnoha velkými nárazovými krátery. The Tharsis boule, sopečná pahorkatina, je myšlenka k vytvořili během tohoto období, s rozsáhlým zaplavením kapalnou vodou pozdě v období.
  • Hesperiánské období (pojmenoval podle Hesperia planum ): Před 3,5 miliardami let před 2,9–3,3 miliardami let. Hesperiánské období je poznamenáno tvorbou rozsáhlých lávových plání.
  • Amazonské období (pojmenoval podle Amazonis Planitia ): Před 2,9–3,3 miliardami let do současnosti. Amazonských regionů jich je málo dopad meteoritu krátery, ale jinak jsou docela rozmanité. Olympus Mons vytvořené během tohoto období, spolu s lávovými proudy jinde na Marsu.

Marťanské krátery

Panoráma města Kráter Gusev, kde Duch rover zkoumal sopečné čediče

Dichotomie marťanské topografie je pozoruhodná: severní pláně zploštělé lávovými proudy kontrastují s jižní vysočinou, postavenou a kráterovanou dávnými dopady. Výzkum v roce 2008 přinesl důkazy týkající se teorie navržené v roce 1980, která předpokládá, že před čtyřmi miliardami let byla severní polokoule Marsu zasažena objektem o desetinu až dvě třetiny velikosti Měsíc. Pokud by byla potvrzena, byla by severní polokoule Marsu místem impaktního kráteru o délce 10 600 km a šířce 8 500 km, nebo zhruba v celé Evropě, Asii a Austrálii, což by překonalo Povodí jižního pólu – Aitken jako největší impaktní kráter ve sluneční soustavě.[13][14]

Mars je zjizvený řadou impaktní krátery: bylo nalezeno celkem 43 000 kráterů o průměru 5 km nebo větších.[15] Největší potvrzenou z nich je Dopadové umyvadlo Hellas, světlo funkce albedo jasně viditelný ze Země.[16] Vzhledem k menší hmotnosti Marsu je pravděpodobnost kolize objektu s planetou zhruba poloviční než u Země. Mars se nachází blíže k pásu asteroidů, takže má zvýšenou šanci, že budou zasaženi materiály z tohoto zdroje. Mars také pravděpodobně zasáhne krátkodobé období komety, tj. ty, které leží na oběžné dráze Jupitera.[17] Navzdory tomu je na Marsu mnohem méně kráterů ve srovnání s Měsícem, protože atmosféra Marsu poskytuje ochranu před malými meteory. Některé krátery mají morfologii, která naznačuje, že po dopadu meteoritu byla půda mokrá.[18]

Názvosloví impaktních kráterů

Funkce na Marsu jsou pojmenovány z různých zdrojů. Funkce Albedo jsou pojmenovány pro klasickou mytologii. Krátery větší než 60 km jsou pojmenovány po zemřelých vědcích a spisovatelích a dalších, kteří se podíleli na studiu Marsu. Krátery menší než 60 km jsou pojmenovány pro města a vesnice na světě s populací méně než 100 000. Velká údolí jsou pojmenována pro slovo „Mars“ nebo „hvězda“ v různých jazycích; malá údolí jsou pojmenována po řekách.[19]

Viz také

Reference

  1. ^ Barlow, N., J. Boyce, C. Cornwall. Marťanské krátery LARLE (Low-Aspect-Ratio Layered Ejecta): Distribuce, vlastnosti a vztah ke kráterům na podstavcích. Ikar: 239, 186-200.
  2. ^ Barlow, Nadine (9. října 2013). „Planetární vědci objevují nový typ impaktních kráterů na Marsu“. Sci-News.com. Citováno 13. října 2013.
  3. ^ Barlow, NG; Boyce JM (2013). „Charakteristiky a původ marťanských kráterů s nízkým poměrem stran (LARLE)“. AAS / Division for Planetary Sciences Meeting Abstrakty. 400.02. 45.
  4. ^ Barlow, N., J. Boyce, C. Cornwalc. Marťanské krátery LARLE (Low-Aspect-Ratio Layered Ejecta): Distribuce, vlastnosti a vztah ke kráterům na podstavcích. Ikar: 239, 186-200.
  5. ^ Boycea, J., L. Wilsona, N. Barlow. Původ vnější vrstvy vrstvených kráterů ejecta s nízkým poměrem marťanů. Ikar: 245, 263-272.
  6. ^ Studijní projekt čedičového vulkanismu. (1981). Čedičový vulkanismus na suchozemských planetách; Pergamon Press, Inc .: New York, str. 746. http://articles.adsabs.harvard.edu//full/book/bvtp./1981//0000746.000.html.
  7. ^ Consolmagno, G.J .; Schaefer, M. W. (1994). Worlds Apart: Učebnice planetárních věd; Prentice Hall: Englewood Cliffs, NJ, s. 56.
  8. ^ Francouzština, B.M. (1998). Stopy katastrofy: Handbook of Shock-Metamorphic Effects in Terrestrial Meteorite Impact Structures; Simthsonian Institution: Washington DC, str. 97. http://www.lpi.usra.edu/publications/books/CB-954/CB-954.intro.html.
  9. ^ Carr, M.H. (2006) Povrch Marsu; Cambridge University Press: Cambridge, UK, str. 23.
  10. ^ Bottke, WF; Vokrouhlický D Nesvorný D. (2007). „Rozpad asteroidů před 160 Myr jako pravděpodobný zdroj K / T impaktoru“. Příroda. 449 (7158): 48–53. Bibcode:2007Natur.449 ... 48B. doi:10.1038 / nature06070. PMID  17805288.
  11. ^ Tanaka, K.L. (1986). „Stratigrafie Marsu“ (PDF). Journal of Geophysical Research. 91 (B13): E139 – E158. Bibcode:1986JGR .... 91..139T. doi:10.1029 / JB091iB13p0E139.
  12. ^ Hartmann, William K .; Neukum, Gerhard (2001). "Chronologie kráterů a vývoj Marsu". Recenze vesmírných věd. 96 (1/4): 165–194. Bibcode:2001SSRv ... 96..165H. doi:10.1023 / A: 1011945222010.
  13. ^ Yeager, Ashley (19. července 2008). „Dopad mohl změnit Mars“. ScienceNews.org. Citováno 2008-08-12.
  14. ^ Sample, Ian (26. června 2008). „Kataklyzmatický dopad vytvořil na Marsu předěl mezi severem a jihem“. London: Science @ guardian.co.uk. Citováno 2008-08-12.
  15. ^ Wright, Shawn (4. dubna 2003). „Infračervené analýzy malých impaktních kráterů na Zemi a Marsu“. University of Pittsburgh. Archivovány od originál 12. června 2007. Citováno 2007-02-26.
  16. ^ „Mars Global Geography“. Okna do vesmíru. Univerzitní společnost pro výzkum atmosféry. 27. dubna 2001. Archivovány od originál dne 15. června 2006. Citováno 2006-06-13.
  17. ^ Wetherill, G. W. (1999). „Problémy spojené s odhadem relativních dopadových sazeb na Mars a Měsíc“. Země, Měsíc a planety. 9 (1–2): 227–231. Bibcode:1974Měsíc ... 9..227W. doi:10.1007 / BF00565406.
  18. ^ Costard, Francois M. (1989). „Prostorová distribuce těkavých látek v marťanské hydrolitosféře“. Země, Měsíc a planety. 45 (3): 265–290. Bibcode:1989EM & P ... 45..265C. doi:10.1007 / BF00057747.
  19. ^ Planetární názvy: Kategorie pro pojmenování prvků na planetách a satelitech. Planetarynames.wr.usgs.gov. Citováno 2011-12-01.