Plášť závislý na zeměpisné šířce - Latitude dependent mantle

Velká část marťanského povrchu je pokryta silnou vrstvou pláště bohatou na led, která v minulosti několikrát spadla z nebe.[1] [2] [3] Na některých místech je v plášti vidět několik vrstev.[4]

  • Vrstvy v depozitu pláště, jak je vidět HiRISE, pod Program HiWish. Plášť byl pravděpodobně vytvořen ze sněhu a prachu padajícího během jiného podnebí. Poloha je Thaumasia čtyřúhelník

  • Obrázek HiRISE ukazující hladký plášť pokrývající části kráteru v Phaethontis čtyřúhelník. Podél vnějšího okraje kráteru je plášť zobrazen jako vrstvy. To naznačuje, že plášť byl v minulosti uložen několikrát. Snímek byl pořízen pomocí HiRISE v rámci programu HiWish. Na dalším obrázku jsou vrstvy zvětšeny.

  • Zvětšení předchozího obrazu vrstev pláště. Viditelné jsou čtyři až pět vrstev. Poloha je Phaethontis čtyřúhelník.

  • Povrch zobrazující vzhled s krytem pláště a bez něj, jak je vidět na HiRISE, pod Program HiWish. Poloha je Terra siréna v Phaethontis čtyřúhelníku.

  • Vrstvy pláště, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish. Poloha je Eridania čtyřúhelník

  • Blízký pohled na místa pokrytá a nepokrytá vrstvou pláště, která padá z oblohy při změně podnebí. Poloha je Eridania čtyřúhelník. Snímek pořízený programem HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Zblízka pohled na plášť, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Plášť může být složen z ledu a prachu, který spadl z oblohy během minulých klimatických podmínek. Poloha je Cebrenia čtyřúhelník.

  • Hladký plášť s vrstvami v Hellasův čtyřúhelník, jak je vidět na HiRISE v rámci HiWish programu

  • Pohled zblízka na plášť, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish Šipky ukazují krátery podél okraje, které zvýrazňují tloušťku pláště. Poloha je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Blízký pohled, který zobrazuje tloušťku pláště, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish Umístění je čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Blízký pohled na plášť, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish Umístění je Hellasův čtyřúhelník.

  • Blízký pohled na okraj pláště, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish Umístění je Hellasův čtyřúhelník.

  • Široký pohled na povrch se skvrnami zobrazujícími plášť, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish Arcadia čtyřúhelník.

  • Bližší pohled na plášť, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bližší pohled na plášť, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish


Padl jako sníh a ledem pokrytý prach. Existují dobré důkazy o tom, že tento plášť je bohatý na led. Tvary mnohoúhelníků běžné na mnoha površích naznačují půdu bohatou na led. Bylo zjištěno vysoké množství vodíku (pravděpodobně z vody) Mars Odyssey.[5][6] [7] [8] [9] Tepelná měření z oběžné dráhy naznačují led. [10] [11] The Phoenix (kosmická loď) objevil vodní led s přímými pozorováními, protože přistál v poli polygonů. [12] [13] Ve skutečnosti jeho přistávací rakety odhalily čistý led. Teorie předpovídala, že led se bude nacházet pod několika cm půdy. Tato vrstva pláště se nazývá „plášť závislý na zeměpisné šířce“, protože jeho výskyt souvisí se zeměpisnou šířkou. Právě tento plášť praskne a poté vytvoří polygonální půdu. Toto praskání půdy bohaté na led se předpovídá na základě fyzikálních procesů.[14][15] [16] [17] [18] [19] [20] Jiný typ povrchu se nazývá „mozkový terén „jak to vypadá na povrchu lidského mozku. Terén mozku leží pod polygonální zemí, když jsou oba v oblasti viditelné.

  • Kontextový obrázek zobrazující původ dalšího obrázku. Poloha je regionem vyplněná údolí. Obrázek z HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Terén mozku s otevřenými a uzavřenými buňkami, jak ho vidí HiRISE, v rámci programu HiWish.

  • Terén mozku je tvořen ze silnější vrstvy, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish. Šipky ukazují, jak se tlustší jednotka rozpadá na malé buňky.


Od horní části je polygonová vrstva poměrně hladká, i když podkladový terén mozku je nepravidelný; má se za to, že vrstva pláště, která obsahuje mnohoúhelníky, musí mít tloušťku 10–20 metrů, aby vyrovnala nerovnosti. Vrstva pláště vydrží velmi dlouho, než zmizí veškerý led, protože se nahoře vytvoří ochranná vrstva zpoždění.[21] [22] [23] Plášť obsahuje led a prach. Poté, co určité množství ledu zmizí ze sublimace, zůstane prach nahoře a vytvoří zpožděnou vrstvu. [24] [25] [26] [27]

Celkové množství vody uzavřené v plášti bylo vypočítáno na základě celkové plochy polygonální půdy a odhadované hloubky 10 metrů. Tento objem se rovná vrstvě hluboké 2,5 metru rozložené na celé planetě. To je ve srovnání s hloubkou 30 metrů po celé planetě pro vodu uzavřenou v severní a jižní polární čepici.[28]

Plášť se tvoří, když se marťanské podnebí liší od současného podnebí.[29] [30] [31] Náklon nebo šikmost osy planety se velmi mění.[32] [33] [34] Náklon Země se mění jen málo, protože náš poměrně velký měsíc stabilizuje Zemi. Mars má pouze dva velmi malé měsíce, které nemají dostatečnou gravitaci ke stabilizaci jeho náklonu. Když sklon Marsu přesáhne kolem 40 stupňů (z dnešních 25 stupňů), led se ukládá v určitých pásmech zeměpisné šířky, kde dnes existuje mnoho plášťů.[35] [36]

Viz také

Reference

  1. ^ Hecht, M. 2002. Metastabilita vody na Marsu. Icarus 156, 373–386
  2. ^ Mustard, J. a kol. 2001. Důkazy o nedávných změnách klimatu na Marsu z identifikace mladistvého přízemního ledu. Příroda 412 (6845), 411–414.
  3. ^ Pollack, J., D. Colburn, F. Flaser, R. Kahn, C. Carson a D. Pidek. 1979. Vlastnosti a účinky prachu suspendovaného v marťanské atmosféře. J. Geophys. Res. 84, 2929-2945.
  4. ^ http://www.uahirise.org/ESP_048897_2125
  5. ^ Boynton, W. a 24 kolegů. 2002. Distribuce vodíku na povrchu Marsu: důkazy o podpovrchových depozicích ledu. Science 297, 81–85
  6. ^ Kuzmin, R a kol. 2004. Regiony potenciální existence volné vody (ledu) v téměř povrchové zemské půdě: Výsledky z vysokoenergetického neutronového detektoru Mars Odyssey (HEND). Výzkum sluneční soustavy 38 (1), 1–11.
  7. ^ Mitrofanov, I. a kol. 2007a. Pohřební hloubka vodního ledu v podpovrchovém povrchu permafrostu Marsu. In: LPSC 38, abstrakt # 3108. Houston, TX.
  8. ^ Mitrofanov, I. a 11 kolegů. 2007b. Permafrost vodního ledu na Marsu: struktura vrstev a distribuce pod povrchem podle údajů HEND / Odyssey a MOLA / MGS. Geophys. Res. Lett. 34 (18). doi: 10.1029 / 2007GL030030.
  9. ^ Mangold, N., et al. 2004. Prostorové vztahy mezi vzorovaným povrchem a přízemním ledem detekované tenutronovým spektrometrem na Marsu. J. Geophys. Res. 109 (E8). doi: 10.1029 / 2004JE002235.
  10. ^ Feldman, W. a 12 kolegů. 2002. Globální distribuce neutronů z Marsu: Výsledky z Mars Odyssey. Věda 297, 75–78.
  11. ^ Feldman, W., et al. 2008. Severo-jižní asymetrie ve vodním ekvivalentu distribuce vodíku ve vysokých zeměpisných šířkách na Marsu. J. Geophys. Res. 113. doi: 10.1029 / 2007JE003020.
  12. ^ Bright Chunks ve společnosti Phoenix Landerův Marsův web musel být led - Oficiální tisková zpráva NASA (19.06.2008)
  13. ^ „Potvrzení vody na Marsu“. Nasa.gov. 2008-06-20. Citováno 2012-07-13.
  14. ^ Mutch, T.A. a 24 kolegů, 1976. Povrch Marsu: Pohled z přistávacího modulu Viking2. Science 194 (4271), 1277–1283.
  15. ^ Mutch, T. a kol. 1977. Geologie lokality Viking Lander 2. J. Geophys. Res. 82, 4452–4467.
  16. ^ Levy, J., et al. 2009. Polygony trhlin s termální kontrakcí na Marsu: Klasifikace, distribuce a klimatické důsledky z pozorování HiRISE. J. Geophys. Res. 114. doi: 10.1029 / 2008JE003273.
  17. ^ Washburn, A. 1973. Periglaciální procesy a prostředí. St. Martin’s Press, New York, s. 1–2, 100–147.
  18. ^ Mellon, M. 1997. Polygonální prvky malého rozsahu na Marsu: Sezónní tepelné kontrakční trhliny v permafrostu. J. Geophys. Res. 102, 25 617-625 628.
  19. ^ Mangold, N. 2005. Pozemky se vzorem vysoké zeměpisné šířky na Marsu: Klasifikace, distribuce a regulace klimatu. Icarus 174, 336–359.
  20. ^ Marchant, D., J. Head. 2007. Antarktická suchá údolí: Mikroklimatická zonace, variabilní geomorfní procesy a důsledky pro hodnocení změny klimatu na Marsu. Icarus 192, 187–222
  21. ^ Marchant, D., et al. 2002. Tvorba vzorované půdy a sublimace až po miocénní ledovec v ledovém údolí Beacon na jihu Victorialand v Antarktidě. Geol. Soc. Dopoledne. Býk. 114, 718–730.
  22. ^ Mellon, M., B. Jakosky. 1995. Distribuce a chování marťanského přízemního ledu během minulých a současných epoch. J. Geophys. Res. 100, 11781–11799.
  23. ^ Schorghofer, N., 2007. Dynamika ledových dob na Marsu. Příroda 449, 192–194.
  24. ^ 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.
  25. ^ Schorghofer, N., O. Aharonson. 2005. Stabilita a výměna podpovrchového ledu na Marse. J. Geophys. Res. 110 (E05). doi: 10.1029 / 2004JE002350.
  26. ^ Schorghofer, N., 2007. Dynamika ledových dob na Marsu. Nature 449 (7159), 192–194
  27. ^ Head, J., J. Mustard, M. Kreslavsky, R. Milliken, D. Marchant. 2003. Nedávné doby ledové na Marsu. Příroda 426 (6968), 797–802.
  28. ^ Levy, J. a kol. 2010. Polygony trhlin s termální kontrakcí na Marsu: Syntéza ze studií HiRISE, Phoenix a pozemských analogů. Ikar: 206, 229-252.
  29. ^ Mustard, J. a kol. 2001. Důkazy o nedávných změnách klimatu na Marsu z identifikace mladistvého přízemního ledu. Příroda 412 (6845), 411–414.
  30. ^ Kreslavsky, M.A., Head, J.W., 2002. Nedávný povrchový plášť na Marsu s velkou šířkou: Nové výsledky z MOLA a MOC. Evropská geofyzikální společnost XXVII, Nice.
  31. ^ Head, J.W., Mustard, J.F., Kreslavsky, M.A., Milliken, R.E., Marchant, D.R., 2003. Nedávné doby ledové na Marsu. Příroda 426 (6968), 797–802.
  32. ^ jméno = Touma J. a J. Wisdom. 1993. Chaotická šikmost Marsu. Science 259, 1294-1297.
  33. ^ Laskar, J., A. Correia, M. Gastineau, F. Joutel, B. Levrard a P. Robutel. 2004. Dlouhodobý vývoj a chaotická difúze množství slunečního záření na Marsu. Icarus 170, 343-364.
  34. ^ Levy, J., J. Head, D. Marchant, D. Kowalewski. 2008. Identifikace polygonů s termální kontrakcí sublimačního typu na navrhovaném místě přistání Phoenix Phoenix: Důsledky pro vlastnosti substrátu a morfologickou evoluci řízenou klimatem. Geophys. Res. Lett. 35. doi: 10.1029 / 2007GL032813.
  35. ^ Kreslavsky, M., J. Head, J. 2002. Mars: Povaha a vývoj mladého, na šířce závislého pláště bohatého na vodní led. Geophys. Res. Lett. 29, doi: 10.1029 / 2002 GL015392.
  36. ^ Kreslavsky, M., J. Head. 2006. Modifikace impaktních kráterů v severních pláních Marsu: Dopady na historii amazonského podnebí. Meteorit. Planet.Sci. 41, 1633–1646.