Lineační výplň údolí - Lineated valley fill

Lineační výplň údolí (LVF), také nazývaný ložní prádlo, je funkce podlah některých kanálů na Mars, vykazující hřebeny a rýhy, které zřejmě proudí kolem překážek. Měření stínu ukazuje, že alespoň některé z hřebenů jsou vysoké několik metrů. LVF je považován za bohatý na led.[1][2] Stovky metrů ledu pravděpodobně leží chráněné v LVF pod tenkou vrstvou trosek.[3][4][5] Trosky sestávají z prachu přenášeného větrem, materiálu ze stěn výklenku a zbytkového materiálu zbývajícího po ledu sublimovaný (změněno z pevné látky přímo na plyn) ze směsi kámen-led. Nějaký ledovce na Zemi ukazují podobné hřebeny. Fotografie ve vysokém rozlišení pořízené pomocí HiRISE odhalit, že některé povrchy výplně údolím údolí jsou pokryty podivnými vzory zvanými uzavřená buňka a otevřená buňka mozkový terén. Terén připomíná lidský mozek. Předpokládá se, že je to způsobeno prasklinami na povrchu, které hromadí prach a jiné nečistoty, spolu s ledem sublimujícím z některých povrchů. Trhliny jsou výsledným namáháním gravitací a sezónním zahříváním a chlazením.[6][7] Stejný typ povrchu je přítomen na Lobatové zástěry trosek a Soustředná výplň kráteru takže se předpokládá, že všichni tři spolu souvisejí.

  • Široký CTX pohled na stolovou horu zobrazující liniovou výplň údolí a zástěru laloků (LDA). Oba jsou považováni za ledovce pokryté troskami. Poloha je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Detailní záběr na zástěru laločnatého odpadu z předchozího snímku mesy CTX. Obrázek ukazuje mozkový terén otevřené buňky a uzavřenou buňku mozkový terén, což je častější. Předpokládá se, že terén mozku s otevřenými buňkami drží jádro ledu. Obrázek pochází z HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Terén mozku s uzavřenými buňkami, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Tento typ povrchu je běžný na zástěrech laločnatého odpadu, koncentrické výplni kráteru a liniové výplni údolí.

  • Terén mozku s otevřenou a uzavřenou buňkou, jak jej vidí HiRISE, v rámci programu HiWish.

  • Široký pohled CTX zobrazující mesa a butty se zástěrami laločnatých trosek a lemovaným údolím kolem nich. Poloha je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Detail vyplněná údolí (LVF), jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrazu CTX.

  • Lineační výplň údolí, jak je vidět pod HiRISE pod Program HiWish.

  • Pohled na výplň údolí Lineated, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zavřít, barevný pohled na lineatovou výplň údolí, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Údolí ukazující výplň údolím údolí, jak je vidět na HiRISE v rámci programu HiWish Lineární tok údolí je způsoben pohyby ledu. Poloha je Čtyřúhelník Casius.

  • Linear Valley fill in valley, as seen by HiRISE under HiWish program Lineární údolní tok je ledem pokrytý úlomky. Poloha je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Zavřít, barevný pohled na vyplněnou údolní výplň, jak ji vidí HiRISE v programu HiWish

  • Lineační výplň údolí, jak je vidět na HiRISE v rámci HiWish programu Obrázek umístěný v Hellasův čtyřúhelník.

Podlahové vklady začaly jako laločnaté zástěry (LDA), které se tvoří jako materiál, opouští úzká horská údolí a šíří se jako zástěra.[8] Sledováním cest hřebenů na LDA vědci dospěli k přesvědčení, že zakřivené hřebeny charakteristické pro zástěry laločnatých úlomků se narovnávají a vytvářejí víceméně přímé hřebeny LVF.[5][9][10][11]

V oblastech, kde se vyskytují LVF a LDA, existuje mnoho kráterů soustředná výplň kráteru: velké hřebeny a další povrchy přezdívané mozkový terén, podle povrchových zvlnění lidského mozku.[12]

Studii vyplněného údolního údolí a dalších funkcí souvisejících s ledem pokrytým troskami významně napomohlo množství dat získaných z nástrojů obíhajících kolem Marsu. Vynikající obrázky byly získány z THEMIS, MOC, CTX, a HiRISE. Podrobnou altimetrii shromáždil MOLA.

The Mars Reconnaissance Orbiter Mělký radar poskytl silný odraz od horní a spodní části LDA, což znamená, že podstatnou část formace (mezi dvěma odrazy) tvořil čistý vodní led, což je pádným důkazem, že LDA v Hellas Planitia jsou ledovce pokryté tenkou vrstvou hornin. Jelikož terén liniového údolí je odvozen od zástěr laločnatých trosek, pravděpodobně obsahuje pohřben led - alespoň místy.[8][13][14]

Spojení s minulým podnebím

Studie LDA a LVF svědčí o tom, že na Marsu došlo k několika epizodám zalednění, včetně těch, které způsobily ledovce o tloušťce téměř kilometr. Tyto doby ledové souvisejí s hlavními posuny klimatu způsobenými velkými změnami v axiální náklon.[15][16] Poměrně velký měsíc Země brání velkým změnám v jeho naklonění. Dva měsíce Marsu jsou malé. Mars tedy prochází velkými obdobími, kdy jeho ledová čepička dostává více přímého slunečního světla.[17][18] Během této doby led v čepici sublimuje a ve středních zeměpisných šířkách padá silný sníh - zóny, kde jsou běžné koncentrické kráterové výplně, liniové výplně údolí a laločnaté zástěry.[19] Distribuce kráterů na LVF naznačuje pozdě Amazonský alespoň pro některé oblasti.[1][20]

Kde se nachází

Lineační výplň údolí je běžná ve středních zeměpisných šířkách, zejména v blízkosti severní dichotomie hranice. The Nilosyrtis Mensae, Protonilus Mensae a Deuteronilus Mensae nést mnoho příkladů LVF. Čtyřúhelník Ismenius Lacus a čtyřúhelník Hellas obsahují mnoho údolí zobrazujících liniovou výplň údolí.

LVF a další formy související s ledem jsou souhrnně označovány jako vzteklý terén, který zahrnuje klikatá a rovná údolí s izolačními plošinami a horami.[21]

Důležitost liniové výplně údolí

Studie vyplněné údolní výplně přidaly důkazy, že klima Marsu prošla v minulosti mnoha velkými změnami.[22]

Občas je sníh a občas se může sníh roztát. Výsledné malé plochy kapalné vody způsobují zvětrávání hornin a mohou poskytovat příznivé životní prostředí. Pochopení liniové výplně údolí a dalších projevů zakopaného ledu umožní budoucím kolonistům najít zdroje voda.

Reull Vallis, jak je znázorněno níže, zobrazuje tyto vklady. Někdy liniové podlahové vklady vykazují ševronový vzor, ​​který je dalším důkazem pohybu. Na následujícím obrázku pořízeném pomocí HiRISE společnosti Reull Vallis jsou tyto vzory zobrazeny.

  • Široký pohled na Lineated Valley Fill, jak ho vidí HiRISE pod Program HiWish Poloha je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Blízký pohled na povrch výplně údolí Lineated Valley, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Poloha je čtyřúhelník Ismenius Lacus. Obrázek ukazuje otevřený a uzavřený mozkový terén.

  • Zvětšený pohled na mozkový terén na povrchu Lineated Valley Fill, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Poloha je čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Zavřít, barevný pohled na Lineated Valley Fill, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish Umístění je čtyřúhelník Ismenius Lacus.

Viz také

Reference

  1. ^ A b Head, J .; Marchant, D.R .; Agnew, M.C .; Fassett, C.I .; Kreslavsky, M.A. (2006). „Rozsáhlé údolní ledovcové usazeniny v severních středních zeměpisných šířkách Marsu: Důkazy o změně klimatu způsobené pozdní amazonskou šikmostí“. Planeta Země. Sci. Lett. 241 (3–4): 663–671. Bibcode:2006E & PSL.241..663H. doi:10.1016 / j.epsl.2005.11.016.
  2. ^ Head, J. a kol. 2006. Úprava hranice dichotomie na Marsu amazonským regionálním zaledněním střední šířky. Geophys. Res. Lett. 33
  3. ^ Morgan, G .; Head, James W .; Marchant, David R. (2009). „Lineated valley fill (LVF) and lobate debris aprons (LDA) in the Deuteronilus Mensae northern dichotomy boundary region, Mars: constraints on the rozměr, věk a epizodicita amazonských glaciálních událostí“. Icarus. 202 (1): 22–38. Bibcode:2009Icar..202 ... 22M. doi:10.1016 / j.icarus.2009.02.017.
  4. ^ Head, J. a D. Marchant. 2006. Důkazy globálního zalednění severní střední šířky v amazonské periodě Marsu: Úlomky ledovců pokryté troskami a ledovcová údolí v pásmu 30–50 N. Měsíční. Planeta. Sci. 37. Abstrakt 1127
  5. ^ A b Head, J. & D. Marchant (2006). „Úpravy stěn kráteru Noachian v severní Arábii Terra (24E, 39N) během amazonských ledovcových epoch na Marsu ve střední zeměpisné šířce: povaha a vývoj zástěr laločnatého odpadu a jejich vztah k liniové výplni údolí a ledovcovým systémům“. Měsíční planeta. Sci. 37: Abstrakt # 1126.
  6. ^ Mellon, M. 1997. Polygonální rysy na Marsu v malém měřítku: Sezónní praskliny tepelné kontrakce v permafrostu. J. Geophysical Res: 102,25 617-625 628.
  7. ^ Ley, J. a kol. 2009. Koncentrická výplň kráteru v Utopii Planitia: historie a interakce mezi ledovcovým „mozkovým terénem“ a periglacial procesy. Ikar: 202. 462-476.
  8. ^ A b Souness C., Hubbard B. (2013). „Alternativní interpretace pozdního amazonského toku ledu: Protonilus Mensae, Mars“. Icarus. 225 (1): 495–505. Bibcode:2013Icar..225..495S. doi:10.1016 / j.icarus.2013.03.030.
  9. ^ Kress, A., J. Head (2008). „Kráterové prstencové krátery v liniovém údolí vyplňují a laločnaté zástěry trosek na Marsu: Důkazy pro podpovrchový ledový led“. Geophys. Res. Lett. 35 (23): L23206–8. Bibcode:2008GeoRL..3523206K. doi:10.1029 / 2008gl035501.CS1 maint: více jmen: seznam autorů (odkaz)
  10. ^ Baker, D .; Head, James W .; Marchant, David R. (2010). „Tokové struktury zástěrek laločnatého odpadu a liniového údolí vyplňují severně od Ismeniae Fossae, Mars: Důkazy o rozsáhlém zalednění střední šířky v pozdní Amazonii“. Icarus. 207 (1): 186–209. Bibcode:2010Icar..207..186B. doi:10.1016 / j.icarus.2009.11.017.
  11. ^ Kress., A. & J. Head (2009). „Kráterové prstencové krátery na liniové výplni údolí, zástěrech laločnatých trosek a koncentrické kráterové výplni na Marsu: důsledky pro strukturu blízkého povrchu, složení a věk“. Měsíční planeta. Sci. 40: abstrakt 1379.
  12. ^ Levy, J .; Head, James W .; Marchant, David R. (2009). "Koncentrická výplň kráteru v Utopii Planitia: Historie a interakce mezi ledovcovým" mozkovým terénem "a periglaciálními procesy". Icarus. 202 (2): 462–476. Bibcode:2009Icar..202..462L. doi:10.1016 / j.icarus.2009.02.018.
  13. ^ Plaut, J. a kol. 2008. Radarové důkazy o ledu v zástěrech laločnatých úlomků ve středních zeměpisných šířkách Marsu. Lunární a planetární věda XXXIX. 2290.pdf
  14. ^ Head, JW; Neukum, G; Jaumann, R; Hiesinger, H; Hauber, E; Carr, M; Masson, P; Foing, B; et al. (2005). „Tropická akumulace sněhu a ledu, tok a zalednění na Marsu od tropických po střední šířku“. Příroda. 434 (7031): 346–350. Bibcode:2005 Natur.434..346H. doi:10.1038 / nature03359. PMID  15772652. S2CID  4363630.
  15. ^ Madeleine, J. a kol. 2007. Zkoumání zalednění severní střední šířky pomocí modelu obecné cirkulace. In: Sedmá mezinárodní konference na Marsu. Abstraktní 3096.
  16. ^ Barlow, N. 2008. Mars: Úvod do jejího interiéru, povrchu a atmosféry. Cambridge University Press. ISBN  978-0-521-85226-5
  17. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_002917_2175
  18. ^ Zapomeňte na F. a kol. 2006. Příběh planety Mars z jiného světa. Praxis Publishing, Chichester, Velká Británie. ISBN  978-0-387-48925-4
  19. ^ Carr, M. 2006. Povrch Marsu. Cambridge University Press. ISBN  978-0-521-87201-0
  20. ^ Levy, J .; et al. (2007). „Lineared fill fill and lobate debris zástěra stratigrafie v Nilosyrtis Mensae, Mars: Důkazy pro fáze glaciální úpravy hranice dichotomie“. J. Geophys. Res. 112 (E8): E08004. Bibcode:2007JGRE..112.8004L. doi:10.1029 / 2006je002852.
  21. ^ Sharp, R (1973). "Mars fretted a chaotické terény". J. Geophys. Res. 78 (20): 4073–4083. Bibcode:1973JGR .... 78,4073S. doi:10.1029 / JB078i020p04073.
  22. ^ Kreslavsky, M. & J. Head (2006). „Modifikace impaktních kráterů v severních rovinách Marsu: důsledky pro historii amazonského podnebí“. Meteorit. Planeta. Sci. 41 (10): 1633–1646. Bibcode:2006M & PS ... 41,1633K. CiteSeerX  10.1.1.715.3727. doi:10.1111 / j.1945-5100.2006.tb00441.x.

externí odkazy