Mare Acidalium čtyřúhelník - Mare Acidalium quadrangle

Mare Acidalium čtyřúhelník
USGS-Mars-MC-4-MareAcidaliumRegion-mola.png
Mapa čtyřúhelníku Mare Acidalium z Laserový výškoměr Mars Orbiter (MOLA) data. Nejvyšší nadmořské výšky jsou červené a nejnižší modré.
Souřadnice47 ° 30 'severní šířky 30 ° 00 ′ západní délky / 47,5 ° severní šířky 30 ° západní délky / 47.5; -30Souřadnice: 47 ° 30 'severní šířky 30 ° 00 ′ západní délky / 47,5 ° severní šířky 30 ° západní délky / 47.5; -30
Obrázek čtyřúhelníku Mare Acidalium (MC-4). Velké krátery Lomonosov (zcela vpravo nahoře) a Kunowsky (vpravo nahoře) jsou snadno vidět. Slavná "tvář" na Marsu se nachází v Cydonia Mensae oblast (vpravo dole).

The Mare Acidalium čtyřúhelník je jednou z řady 30 čtyřúhelníkových map Marsu používá Geologický průzkum Spojených států (USGS) Astrogeologický výzkumný program. Čtyřúhelník se nachází v severovýchodní části západní polokoule Marsu a pokrývá 300 ° až 360 ° východní délky (0 ° až 60 ° západní délky) a 30 ° až 65 ° severní šířky. Čtyřúhelník používá a Lambertova konformní kónická projekce v nominálním měřítku 1: 5 000 000 (1: 5 M). Čtyřúhelník Mare Acidalium se také označuje jako MC-4 (Mars Chart-4).[1]

Jižní a severní hranice čtyřúhelníku jsou přibližně 3065 km a 1500 km široké. Vzdálenost od severu k jihu je asi 2 050 km (o něco méně než délka Grónska).[2] Čtyřúhelník pokrývá přibližnou plochu 4,9 milionu čtverečních km nebo něco málo přes 3% povrchu Marsu.[3] Většina z regionu volala Acidalia Planitia se nachází v kvadrantu Acidalium. Části Tempe Terra, Arabia Terra, a Chryse Planitia jsou také v tomto čtyřúhelníku.

Tato oblast obsahuje mnoho světlých míst na tmavém pozadí, které mohou být bahenními sopkami. Existuje také několik vpustí, o nichž se předpokládá, že vznikly relativně nedávnými proudy kapalné vody.[4]

Původ jména

Mare Acidalium (Acidalian Sea) je název a teleskopická funkce albedo nachází se na 45 ° severní šířky a 330 ° východní délky na Marsu. Objekt byl pojmenován podle studny nebo fontány v Boeotii v Řecku. Podle klasické tradice je to místo, kde Venuše a milosti se koupaly.[5] Jméno bylo schváleno Mezinárodní astronomická unie (IAU) v roce 1958.[6]

Hlavní články: Klasické albedo na Marsu a Planetární nomenklatura § Mars

Fyziografie a geologie

Čtyřúhelník obsahuje mnoho zajímavých prvků, včetně vpustí a možných břehů starověkého severního oceánu. Některé oblasti jsou hustě vrstvené. Hranice mezi jižní vysočinou a severní nížinou leží v Mare Acidalium.[7] „Tvář na Marsu „, o který se veřejnost velmi zajímá, se nachází poblíž 40,8 stupně severně a 9,6 stupně západně, v oblasti zvané Cydonia. Mars Global Surveyor zkoumal to s vysokým rozlišením, obličej se ukázal být jen erodovanou mesou.[8] Mare Acidalium obsahuje Kasei Valles systém kaňonů. Tento obrovský systém je na některých místech - na Zemi - široký 300 mil Grand Canyon je jen 18 mil široký.[9]

Vpusti

The HiRISE obrázek níže Acidalia Colles ukazuje vpusti na severní polokouli. Vpusti se vyskytují na strmých svazích, zejména v kráterech. Říká se, že rokle jsou relativně mladé, protože mají jen málo kráterů, pokud vůbec nějaké, a leží na písečných dunách, které jsou samy mladé. Obvykle má každá rokle výklenek, kanál a zástěru. Ačkoli bylo předloženo mnoho nápadů k jejich vysvětlení, nejoblíbenější zahrnují kapalnou vodu pocházející z vodonosná vrstva nebo zbyly ze starých ledovce.[4]

  • Acidalia Colles Vpusti a další funkce, jak je vidí HiRISE Měřítko je dlouhé 1 000 metrů.

  • Kontext pro další obrázek uživatele Kráter Bamberg. Krabice ukazuje, odkud pochází další obrázek. Toto je snímek CTX z Mars Reconnaissance Orbiter.

  • Vpusti a masivní tok materiálu, jak je vidět pod HiRISE pod Program HiWish. Gully jsou zvětšeny na dalších dvou obrázcích. Místo je kráter Bamberg.

  • Zblízka pohled na některé vpusti, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zblízka pohled na další vpust ve stejném obrázku HiRISE. Snímek pořízený v rámci programu HiWish.

  • Gullies, jak je viděno HiRISE v rámci programu HiWish

  • Vpusti v kráteru, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish

  • Detail vpusti v kráteru z předchozího obrázku. Obrázek pořízený společností HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Vpusti na stěně kráteru, jak je viděno HiRISE v rámci programu HiWish Umístění je čtyřúhelník Mare Acidalium.

  • Detail kanálů vpusti, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish. Tento obrázek ukazuje mnoho zjednodušených forem a některé lavičky podél kanálu. Tyto vlastnosti naznačují vznik tekoucí vodou. Lavice se obvykle tvoří, když hladina vody trochu poklesne a zůstane na této úrovni po určitou dobu. Snímek byl pořízen pomocí HiRISE v rámci programu HiWish. Lokalita je Mare Acidalium čtyřúhelník. Toto je zvětšení předchozího obrázku.

  • Gullies, jak je viděno HiRISE v rámci programu HiWish

  • Gullies, jak je viděno HiRISE v rámci programu HiWish

Existují důkazy pro obě teorie. Většina hlav odtokových výklenků se vyskytuje na stejné úrovni, jak by se dalo očekávat od zvodnělé vrstvy. Různá měření a výpočty ukazují, že kapalná voda by mohla existovat ve vodonosné vrstvě v obvyklých hloubkách, kde začínají vpusti.[10] Jednou z variant tohoto modelu je, že stoupající horké magma mohlo roztavit led v zemi a způsobit tok vody v kolektorech. Vodonosné vrstvy jsou vrstvy, které umožňují průtok vody. Mohou se skládat z porézního pískovce. Tato vrstva by byla posazena na další vrstvu, která brání tomu, aby voda stékala (z geologického hlediska by se tomu říkalo nepropustné). Zachycená voda může proudit pouze ve vodorovném směru. Voda by pak mohla vytéct na povrch, když aquifer dosáhne zlomu, jako stěna kráteru. Podvodní vrstvy jsou na Zemi zcela běžné. Dobrým příkladem je „Weeping Rock“ Národní park Zion Utah.[11]

Na druhou stranu existují důkazy pro alternativní teorii, protože velká část povrchu Marsu je pokryta tlustým hladkým pláštěm, o kterém se předpokládá, že je směsí ledu a prachu. Tento plášť bohatý na led, tlustý několik metrů, vyhlazuje zemi, ale místy má hrbolatou strukturu připomínající povrch basketbalu. Za určitých podmínek se led mohl roztavit a stékat po svazích, aby vytvořily vpusti. Vzhledem k tomu, že na tomto plášti je několik kráterů, je plášť relativně mladý. Vynikající pohled na tento plášť je na obrázku Kráter Ptolemaeus Rim, jak je vidět HiRISE.

Změny na oběžné dráze a sklonu 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 na zem 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, potom těžší částice s vodním povlakem padají a hromadí se na zemi. Když se led v horní části plášťové vrstvy vrací zpět do atmosféry, zanechává za sebou prach, který izoluje zbývající led.[12]

Polygonální vzorovaný povrch

Hlavní článek: Polygonální vzorovaný povrch

Polygonální, vzorovaný povrch je v některých oblastech Marsu docela běžný.[13][14][15][16][17][18][19] Obvykle se předpokládá, že je to způsobeno sublimací ledu ze země. Sublimace je přímá změna pevného ledu na plyn. To je podobné tomu, co se stane Suchý led na Zemi. Místa na Marsu, která vykazují polygonální půdu, mohou naznačovat, kde budoucí kolonisté mohou najít vodní led. Vzorované zemní formy ve vrstvě pláště, tzv plášť závislý na zeměpisné šířce, který spadl z nebe, když bylo jiné klima.[20][21][22][23]

  • Detailní záběr na rokle v kráteru zobrazující plygony, které se nazývají „rokle“ Obrázek pořízený společností HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Detailní záběr na výklenek vpusti, který ukazuje „vpusti“ (polygonální vzorovaný povrch poblíž vpustí), jak je vidíme v HiRISE v rámci programu HiWish. Všimněte si, že toto je zvětšení předchozího obrázku.

  • Detailní záběr na výklenek vpusti, který ukazuje „vpusti“ (polygonální vzorovaný povrch poblíž vpustí), jak je vidíme v HiRISE v rámci programu HiWish. Všimněte si, že toto je zvětšení předchozího obrázku.

Krátery

Impaktní krátery mají obecně okraj s ejectou kolem, na rozdíl od sopečných kráterů obvykle nemají okraj nebo usazeniny ejecta.[24] Krátery někdy zobrazují vrstvy. Protože srážka, která způsobí kráter, je jako silná exploze, jsou kameny z hlubokého podzemí házeny na povrch. Krátery nám tedy mohou ukázat, co leží hluboko pod povrchem.

  • Kunowsky kráter Podlaha, jak ji vidí HiRISE. Měřítko je 500 metrů dlouhé.

  • Kráter Bonestell, jak to vidí HiRISE. Měřítko je dlouhé 1000 metrů.

  • Kráter Arandas, jak to vidí HiRISE. Kliknutím na obrázek získáte lepší pohled na severní a jižní zeď a na centrální kopce. Měřítko je dlouhé 1000 metrů.

  • Exhumovaný kráter v Mare Acidalium, jak ho vidí Mars Global Surveyor.

  • Skupina kráterů, které mohly narazit na povrch současně po rozpadu asteroidu. Pokud by krátery vznikly v různých dobách, byly by utřeny části ostatních. Snímek pořídil HiRISE v rámci programu HiWish. Obrázek umístěn v Terra Cimmeria.

  • Kráter s ejectou, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish. V rámečku je oblast zvětšená na dalším obrázku.

  • Zvětšený pohled na kanál vysunutí kráteru s vkladem na konci, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Detail povrchu poblíž ejecta kráteru, jak jej viděla HiRISE v rámci programu HiWish. Roztavený led ze spodní vody mohl vytvořit malý kanál.

  • Stěna kráteru pokrytá hladkým pláštěm, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Kráter s jámami na podlaze, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish

Bahenné sopky

Velké plochy Mare Acidalium zobrazují světlé skvrny na tmavém pozadí. To bylo navrhl, že skvrny jsou bahenní sopky.[25][26][27] Bylo zmapováno více než 18 000 těchto funkcí, které mají průměrný průměr asi 800 metrů.[28] Mare Acidalium by dostalo velké množství bahna a tekutin z odtokových kanálů, takže se tam mohlo nahromadit tolik bahna. Bylo zjištěno, že světlé kopce obsahují krystalické oxidy železité. Bahenní vulkanismus zde může být velmi významný, protože mohla být vyrobena potrubí s dlouhým poločasem rozlití podzemní vody. Mohla to být stanoviště pro mikroorganismy.[29] Bahenné sopky mohly přinést vzorky z hlubokých zón, které by proto mohly být vzorkovány roboty.[30] Článek v Icarusu uvádí studii o těchto možných bahenních sopkách. Autoři srovnávají tyto marťanské rysy s bahenními sopkami na Zemi. Tamní studie využívající obrázky HiRISE a data CRISM podporují myšlenku, že tyto funkce jsou skutečně bahenní sopky. Nanofázové železité minerály a hydratované minerály nalezené u kompaktního průzkumného zobrazovacího spektrometru pro Mars (CRISM) ukazují, že při tvorbě těchto možných sopek bahna z Marsu byla zapojena voda.[31]

  • Krátery s bílými středy v Mare Acidalium. Písečné duny jsou na obrázku viditelné v nízkých oblastech. Některé z funkcí mohou být bahenní sopky. Obrázek pořídil Mars Global Surveyor pod Program veřejného cílení MOC.

  • Bahenné sopky blízko okraje ejecty nedalekého kráteru, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Velké pole šišek, které mohou být bahenními sopkami, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish

  • Detail možných bahenních sopek, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish Poznámka: toto je zvětšení předchozího obrázku.

  • Možná bahenní sopka, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Řada možných bahenních sopek, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bahenné sopky, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish

  • Široký pohled na pole bahenních sopek, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zavřít pohled na bahenní sopky, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zavřít pohled na bahenní sopky a balvany, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish

  • Blízký pohled na balvany poblíž bahenních sopek, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish. Balvany mohou pocházet z horní vrstvy. Bahno z bahenní sopky neobsahuje balvany, pouze jemnozrnný materiál.

  • Blízký pohled na bahenní sopky na Zemi Umístění je Gobustan Ázerbájdžán.

Kanály v regionu Idaeus Fossae

V Idaeus Fossae je 300 km dlouhý říční systém. Je vytesán do vysočiny Idaeus Fossae a vznikl roztavením ledu v zemi po dopadech asteroidů. Datování určilo, že aktivita vody přišla poté, co většina aktivity vody skončila na hranici mezi Noachian a Hesperian období. Jezera a vějířovité usazeniny byly vytvořeny tekoucí vodou v tomto systému, když odtékala na východ do kráteru Liberta a tvořila usazeninu delta. Součástí odvodňovací cesty je údolí Moa.[32][33]

  • Streamujte meandr a cutoff, jak to vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Jedná se o součást významného odvodňovacího systému v regionu Idaeus Fossae.

  • Visuté údolí, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish Mohl to být vodopád najednou.

  • Visuté údolí, které kdysi mohlo být vodopádem, jak to viděla HiRISE v rámci programu HiWish

Kanály

Existují obrovské důkazy o tom, že voda jednou tekla v údolích řek na Marsu.[34][35] Snímky zakřivených kanálů byly pozorovány na obrázcích z kosmické lodi Marsu z počátku sedmdesátých let s Mariner 9 orbiter.[36][37][38][39] 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.[40][41]

Hlavní článek: Údolní sítě (Mars)
Hlavní článek: Odtokové kanály

  • Sklodowska (marťanský kráter), jak je vidět z kamery CTX (zapnuto Mars Reconnaissance Orbiter ). Pod erodovaným jižním okrajem jsou viditelné malé kanály.

  • Kanály v kráteru Sklodowska, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrázku.

  • Kanály v kráteru Sklodowska, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Kanály, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Kanály, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Kanály, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Síť kanálů, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish

Oceán

Mnoho vědců tvrdí, že Mars měl kdysi na severu velký oceán.[42][43][44][45][46][47][48] Mnoho důkazů o tomto oceánu bylo shromážděno během několika desetiletí. Nové důkazy byly zveřejněny v květnu 2016. Velký tým vědců popsal, jak byla část povrchu čtyřúhelníku Ismenius Lacus změněna dvěma Tsunami. Tsunami byly způsobeny asteroidy dopadajícími na oceán. Oba byli považováni za dostatečně silné, aby vytvořili krátery o průměru 30 km. První tsunami sebrala a nesla balvany o velikosti aut nebo malých domků. Zpětný proplach z vlny vytvořil kanály přeskupením balvanů. Druhá přišla, když byl oceán o 300 m nižší. Druhý nesl hodně ledu, který padal v údolích. Výpočty ukazují, že průměrná výška vln by byla 50 m, ale výšky se pohybovaly od 10 m do 120 m. Numerické simulace ukazují, že v této konkrétní části oceánu by se každých 30 milionů let vytvořily dva impaktní krátery o průměru 30 km. Z toho vyplývá, že velký severní oceán mohl existovat už miliony let. Jedním z argumentů proti oceánu byl nedostatek pobřežních rysů. Tyto rysy mohly být zmyty těmito událostmi tsunami. Části Marsu studované v tomto výzkumu jsou Chryse Planitia a severozápadní Arabia Terra. Tyto tsunami ovlivnily některé povrchy ve čtyřúhelníku Ismenius Lacus a ve čtyřúhelníku Mare Acidalium.[49][50][51][52]

Hlavní článek: Marsova hypotéza o oceánu

Pingos

Předpokládá se, že na Marsu jsou pingos. Jsou to mohyly, které obsahují praskliny. Tyto konkrétní zlomeniny byly evidentně způsobeny něčím, co se vynořilo zpod křehkého povrchu Marsu. Ledové čočky, které vznikly hromaděním ledu pod povrchem, pravděpodobně vytvořily tyto valy se zlomeninami. Led je méně hustý než skála, takže zasypaný led stoupal a tlačil nahoru na povrch a vytvářel tyto praskliny. Analogický proces vytváří v Arktické tundře na Zemi podobně velké valy, které jsou známé jako pingos, slovo Inuitů.[53] Obsahují čistý vodní led, takže by byly skvělým zdrojem vody pro budoucí kolonisty na Marsu.

  • Šipky ukazují na možná pingos, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish. Pingos obsahují jádro čistého ledu.

Zlomená země

  • Zlomeniny, jak je viděl HiRISE v rámci programu HiWish Předpokládá se, že tyto zlomeniny se nakonec promění v kaňony, protože led v zemi zmizí v tenké marťanské atmosféře a zbývající prach bude odfouknut.

  • Široký pohled na rozbitou zem, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish Na povrchu Marsu se vytvářejí trhliny a poté se mění na velké zlomeniny.

  • Bližší pohled na zlomeniny z předchozího obrázku, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish

  • Praskliny na dně kráteru, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish

  • Blízký pohled na trhliny na podlaze kráteru, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish

  • Skupina trhlin, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish

  • Blízký pohled na praskliny různých velikostí, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish Led zmizí podél povrchů trhlin a zvětší praskliny. Pamatujte, že malé krátery nemají příliš velké ráfky; mohou to být jen jámy.

  • Blízký pohled na praskliny různých velikostí, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish Led zmizí podél povrchů trhlin a zvětší praskliny.

  • Praskliny kolem kráteru, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

Vrstvy

Horninu lze formovat do vrstev různými způsoby. Sopky, vítr nebo voda mohou vytvářet vrstvy[54] Vrstvy lze tvrdit působením podzemní vody. Marťanská podzemní voda se pravděpodobně pohybovala stovky kilometrů a při tom rozpouští mnoho minerálů ze skály, kterou procházela. Když povrchy podzemní vody v nízkých oblastech obsahují sedimenty, voda se odpařuje v tenké atmosféře a zanechává minerály jako usazeniny nebo cementační prostředky. V důsledku toho nemohly vrstvy prachu později snadno erodovat, protože byly slepeny dohromady.

Hlavní článek: Podzemní voda na Marsu § Vrstvený terén

,

  • Layers in mesa, as seen by HiRISE under HiWish program

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

  • Vrstvy a malé krátery, jak je vidět na HiRISE v rámci programu HiWish Vrstvy se na dalším obrázku zvětší.

  • Vrstvy, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bližší pohled na vrstvy ve žlabu, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish

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

Další krajinné prvky v kvadrantu Mare Acidalium

  • Cliff dovnitř Kasei Valles systém, jak to vidí HiRISE.

  • Rozšíření útesu v Kasei Valles systém na předchozím obrázku zobrazující balvany a jejich stopy, jak je vidno HiRISE. Kliknutím na obrázek zobrazíte balvan o rozměrech jen 2,2 yardů (menší než ložnice).

  • Obrázek CTX zobrazující kontext pro další obrázek poruchy.

  • Detailní pohled na možnou poruchu Mare Acidalium, jak ji vidí HiRISE pod Program HiWish. Kolem kráteru je nakreslen kruh, který ukazuje, že může být mimo kruh kvůli pohybu poruchy. Mnoho dalších poruch je v regionu.

  • Ventilátor s kanály na svém povrchu, jak je vidět HiRISE v rámci programu HiWish

  • Ukázka oválných jam v tomto umístění neznámého původu, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish

  • Kráter s velmi malým okrajem, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Pole malých jám, jak je viděno HiRISE v rámci programu HiWish

Ostatní čtyřúhelníky Marsu

Mars Quad Map
Mars Quad Map
Obrázek výše obsahuje odkazy, na které lze kliknoutKlikací obrázek z 30 kartografických čtyřúhelníky Marsu, definované USGS.[55][56] Čísla čtyřúhelníků (počínaje MC pro „Mars Chart“)[57] a jména odkazují na odpovídající články. Sever je nahoře; 0 ° severní šířky 180 ° Z / 0 ° severní šířky 180 ° západní délky / 0; -180 je zcela vlevo na rovník. Mapové snímky pořídil Mars Global Surveyor.

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)


Viz také

Reference

  1. ^ Davies, M.E .; Batson, R.M .; Wu, S.S.C. „Geodézie a kartografie“ v Kieffer, H.H .; Jakosky, B.M .; Snyder, C.W .; Matthews, M.S., Eds. Mars. University of Arizona Press: Tucson, 1992.
  2. ^ Vzdálenosti vypočítané pomocí měřicího nástroje NASA World Wind. http://worldwind.arc.nasa.gov/.
  3. ^ Aproximováno integrací šířkových pásů s oblastí R ^ 2 (L1-L2) (cos (A) dA) od 30 ° do 65 ° zeměpisné šířky; kde R = 3889 km, A je zeměpisná šířka a úhly vyjádřené v radiánech. Vidět: https://stackoverflow.com/questions/1340223/calculating-area-enclosed-by-arbitrary-polygon-on-earths-surface.
  4. ^ A b Heldmann, J .; Mellon, M. (2004). „Pozorování marťanských vpustí a omezení mechanismů formování potenciálu. 2004“. Icarus. 168 (2): 285–304. Bibcode:2004Icar..168..285H. doi:10.1016 / j.icarus.2003.11.024.
  5. ^ Blunck, J. 1982. Mars a jeho satelity. Výstavní tisk. Smithtown, NY
  6. ^ USGS Gazetteer of Planetary Nomenclature. Mars. http://planetarynames.wr.usgs.gov/.
  7. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_010354_2165
  8. ^ http://mars.jpl.nasa.gov/mgs/msss/camera/images/moc_5_24_01/face/index.html
  9. ^ http://hiroc.lpl.arizona.edu/images/PSP/diafotizo.php?ID=PSP_001640_2125
  10. ^ Heldmann, J .; Mellon, M. (2004). „Pozorování marťanských vpustí a omezení mechanismů formování potenciálu“. Icarus. 168 (2): 285–304. Bibcode:2004Icar..168..285H. doi:10.1016 / j.icarus.2003.11.024.
  11. ^ Harris, A a E. Tuttle. 1990. Geologie národních parků. Nakladatelská společnost Kendall / Hunt. Dubuque, Iowa
  12. ^ MLA NASA / Jet Propulsion Laboratory (2003, 18. prosince). Mars může vzniknout z doby ledové. ScienceDaily. Citováno 19. února 2009 z https://www.sciencedaily.com/releases/2003/12/031218075443.htmAds by GoogleAdvertise
  13. ^ http://www.diss.fu-berlin.de/diss/servlets/MCRFileNodeServlet/FUDISS_derivate_000000003198/16_ColdClimateLandforms-13-utopia.pdf?hosts=
  14. ^ Kostama, V.-P .; Kreslavsky, Head (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 / 2006 GL025946.
  15. ^ 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.
  16. ^ Milliken, R .; et al. (2003). „Funkce viskózního toku na povrchu Marsu: Pozorování ze snímků Mars Orbiter Camera (MOC) s vysokým rozlišením“. J. Geophys. Res. 108 (E6): 5057. Bibcode:2003JGRE..108,5057M. doi:10.1029 / 2002JE002005.
  17. ^ Mangold, N (2005). "Dráhy se vzorem vysoké zeměpisné šířky na Marsu: Klasifikace, distribuce a kontrola klimatu". Icarus. 174 (2): 336–359. Bibcode:2005Icar..174..336M. doi:10.1016 / j.icarus.2004.07.030.
  18. ^ Kreslavsky, M., Head, J. 2000. Drsnost v kilometrovém měřítku na Marsu: Výsledky analýzy dat MOLA. J. Geophys. Res. 105 (E11), 26695–26712.
  19. ^ 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.
  20. ^ Hecht, M (2002). "Metastabilita vody na Marsu". Icarus. 156 (2): 373–386. Bibcode:2002Icar..156..373H. doi:10.1006 / icar.2001.6794.
  21. ^ Mustard, J .; et al. (2001). „Důkazy o nedávných změnách klimatu na Marsu z identifikace mladistvého téměř povrchového přízemního ledu“. Příroda. 412 (6845): 411–414. Bibcode:2001 Natur.412..411M. doi:10.1038/35086515. PMID  11473309. S2CID  4409161.
  22. ^ 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.
  23. ^ 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. Bibcode:2003 Natur.426..797H. doi:10.1038 / nature02114. PMID  14685228. S2CID  2355534.
  24. ^ Hugh H. Kieffer (1992). Mars. University of Arizona Press. ISBN  978-0-8165-1257-7. Citováno 7. března 2011.
  25. ^ Farrand, W .; et al. (2005). „Vydělané kužely a kopule na Marsu: pozorování v Acidalia Planitia a Cydonia Mensae s využitím dat MOC, THEMIS a TES“. J. Geophys. Res. 110: 14. doi:10.1029 / 2004JE002297.
  26. ^ Tanaka, K .; et al. (2003). „Obnova historie severních plání Marsu na základě geologického mapování dat Mars Global Surveyor“. J. Geophys. Res. 108. doi:10.1029 / 2002JE001908.
  27. ^ Grotzinger, J. a R. Milliken (eds.) 2012. Sedimentární geologie Marsu. SEPM
  28. ^ Oehler, D. a C. Allen. 2010. Důkazy o všudypřítomném vulkanismu v bahně v Acidalia Planitia na Marsu. Ikar: 208. 636-657.
  29. ^ Komatsu, G. a kol. 2014. ASTROBIOLOGICKÝ POTENCIÁL MOUDNÉHO Vulkanismu NA MARS. 45. konference o lunární a planetární vědě (2014). 1085.pdf
  30. ^ Oehler, D; Allen, C. (2011). „Důkazy o všudypřítomném vulkanismu v bahně v Acidalia Planitia na Marsu“. Icarus. 208 (2): 636–657. Bibcode:2010Icar..208..636O. doi:10.1016 / j.icarus.2010.03.031.
  31. ^ Komatsu, G. a kol. 2016. Malé stavby v Chryse Planitia, Mars: Posouzení hypotézy bahenní sopky. Ikar: 268, 56-75.
  32. ^ Salese, F .; Di Achille, F .; et al. (2016). „Hydrologické a sedimentární analýzy dobře zachovaných paleo-fluviálně-paleolakustrinních systémů v Moa Valles na Marsu.“ J. Geophys. Res. Planety. 121 (2): 194–232. Bibcode:2016JGRE..121..194S. doi:10.1002 / 2015JE004891.
  33. ^ Salese, F., G. Di Achille, G. Ori. 2015. SEDIMENTOLOGIE ŘEČNÍHO SYSTÉMU S ŘADOU PORUŠENÍ PAMĚTI PORUŠENÍ NA IDAEUS FOSSAE, MARS. 46. ​​konference o lunární a planetární vědě 2296.pdf
  34. ^ Baker, V .; et al. (2015). „Fluviální geomorfologie na planetárních površích podobných Zemi: recenze“. Geomorfologie. 245: 149–182. doi:10.1016 / j.geomorph.2015.05.002. PMC  5701759. PMID  29176917.
  35. ^ Carr, M. 1996. in Water on Mars. Oxford Univ. Lis.
  36. ^ Baker, V. 1982. Kanály Marsu. Univ. of Tex. Press, Austin, TX
  37. ^ Baker, V .; Strom, R .; Gulick, V .; Kargel, J .; Komatsu, G .; Kale, V. (1991). "Starověké oceány, ledové příkrovy a hydrologický cyklus na Marsu". Příroda. 352 (6336): 589–594. Bibcode:1991 Natur.352..589B. doi:10.1038 / 352589a0. S2CID  4321529.
  38. ^ Carr, M (1979). "Formování marťanských povodňových charakteristik uvolňováním vody z uzavřených vodonosných vrstev". J. Geophys. Res. 84: 2995–300. Bibcode:1979JGR .... 84,2995C. doi:10.1029 / jb084ib06p02995.
  39. ^ Komar, P (1979). "Porovnání hydrauliky vodních toků v odtokových kanálech Marsu s průtoky podobného rozsahu na Zemi". Icarus. 37 (1): 156–181. Bibcode:1979Icar ... 37..156K. doi:10.1016/0019-1035(79)90123-4.
  40. ^ http://spaceref.com/mars/how-much-water-was-needed-to-carve-valleys-on-mars.html
  41. ^ Luo, W .; et al. (2017). „Odhad objemu nové marťanské údolí v souladu se starým oceánem a teplým a vlhkým podnebím“. Příroda komunikace. 8: 15766. Bibcode:2017NatCo ... 815766L. doi:10.1038 / ncomms15766. PMC  5465386. PMID  28580943.
  42. ^ Parker, Timothy J .; Gorsline, Donn S .; Saunders, R. Stephen; Pieri, David C .; Schneeberger, Dale M. (1993). "Pobřežní geomorfologie marťanských severních plání". Journal of Geophysical Research. 98 (E6): 11061. Bibcode:1993JGR .... 9811061P. doi:10.1029 / 93je00618.
  43. ^ Fairén, Alberto G .; Dohm, James M .; Baker, Victor R .; De Pablo, Miguel A .; Ruiz, Javier; Ferris, Justin C .; Anderson, Robert C. (2003). „Epizodická povodeň na severních pláních Marsu“ (PDF). Icarus. 165 (1): 53–67. Bibcode:2003Icar..165 ... 53F. doi:10.1016 / s0019-1035 (03) 00144-1.
  44. ^ Hlava Iii, J. W. (1999). „Možné starověké oceány na Marsu: důkazy z dat Mars Laser Orbiter Laser Altimeter“. Věda. 286 (5447): 2134–2137. Bibcode:1999Sci ... 286.2134H. doi:10.1126 / science.286.5447.2134. PMID  10591640.
  45. ^ Parker, Timothy J .; Stephen Saunders, R .; Schneeberger, Dale M. (1989). „Přechodná morfologie ve West Deuteronilus Mensae, Mars: Důsledky pro úpravu hranice nížiny / vrchoviny“. Icarus. 82 (1): 111–145. Bibcode:1989Icar ... 82..111P. doi:10.1016/0019-1035(89)90027-4.
  46. ^ Carr, Michael H. (2003). „Oceány na Marsu: Posouzení pozorovacích důkazů a možného osudu“. Journal of Geophysical Research. 108 (E5): 5042. Bibcode:2003JGRE..108,5042C. doi:10.1029 / 2002JE001963.
  47. ^ Kreslavsky, Michail A .; Head, James W. (2002). „Osud odpadních vod odtokových kanálů v severní nížině Marsu: formace Vastitas Borealis jako sublimační zbytek ze zamrzlých vodních ploch“. Journal of Geophysical Research: Planets. 107 (E12): 4–1–4–25. Bibcode:2002JGRE..107,5121K. doi:10.1029 / 2001JE001831.
  48. ^ Clifford, S. (2001). „Evoluce marťanské hydrosféry: důsledky pro osud pravěkého oceánu a současný stav severních plání“. Icarus. 154 (1): 40–79. Bibcode:2001Icar..154 ... 40C. doi:10.1006 / icar.2001.6671.
  49. ^ „Starověké důkazy o vlně tsunami na Marsu odhalují životní potenciál“ (Tisková zpráva). 20. května 2016.
  50. ^ Rodriguez, J. Alexis P .; Fairén, Alberto G .; Tanaka, Kenneth L .; Zarroca, Mario; Linares, Rogelio; Platz, Thomas; Komatsu, Goro; Miyamoto, Hideaki; Kargel, Jeffrey S .; Yan, Jianguo; Gulick, Virginie; Higuchi, Kana; Baker, Victor R .; Glines, Natalie (2016). „Vlny tsunami značně obnovily břehy ranně marťanského oceánu“. Vědecké zprávy. 6: 25106. Bibcode:2016NatSR ... 625106R. doi:10.1038 / srep25106. PMC  4872529. PMID  27196957.
  51. ^ Rodriguez, J. Alexis P .; Fairén, Alberto G .; Tanaka, Kenneth L .; Zarroca, Mario; Linares, Rogelio; Platz, Thomas; Komatsu, Goro; Miyamoto, Hideaki; Kargel, Jeffrey S .; Yan, Jianguo; Gulick, Virginie; Higuchi, Kana; Baker, Victor R .; Glines, Natalie (2016). „Vlny tsunami značně obnovily břehy ranného marťanského oceánu“. Vědecké zprávy. 6: 25106. Bibcode:2016NatSR ... 625106R. doi:10.1038 / srep25106. PMC  4872529. PMID  27196957.
  52. ^ „Starověké tsunami důkazy na Marsu odhalují životní potenciál. 19. května 2016.
  53. ^ http://www.uahirise.org/ESP_046359_1250
  54. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu?PSP_008437_1750
  55. ^ Morton, Oliver (2002). Mapování Marsu: Věda, představivost a zrod světa. New York: Picador USA. str. 98. ISBN  0-312-24551-3.
  56. ^ „Atlas Marsu online“. Ralphaeschliman.com. Citováno 16. prosince 2012.
  57. ^ „PIA03467: Širokoúhlá mapa Marsu MGS MOC“. Photojournal. Laboratoř NASA / Jet Propulsion Laboratory. 16. února 2002. Citováno 16. prosince 2012.
MC-01 Mare Boreum
(funkce)
MC-02 Diacria
(funkce)		MC-03 Arcadia
(funkce)		MC-04 Acidalium
(funkce)		MC-05 Ismenius Lacus
(funkce)		MC-06 Casius
(funkce)		MC-07 Cebrenia
(funkce)
MC-08 Amazonis
(funkce)		MC-09 Tharsis
(funkce)		MC-10 Lunae Palus
(funkce)		MC-11 Oxia Palus
(funkce)		MC-12 Arábie
(funkce)		MC-13 Syrtis Major
(funkce)		MC-14 Amenthes
(funkce)		MC-15 elysium
(funkce)
MC-16 Memnonia
(funkce)		MC-17 Phoenicis Lacus
(funkce)		MC-18 Coprates
(funkce)		MC-19 Margaritifer Sinus
(funkce)		MC-20 Sinus Sabaeus
(funkce)		MC-21 Iapygia
(funkce)		MC-22 Mare Tyrrhenum
(funkce)		MC-23 Aeolis
(funkce)
MC-24 Phaethontis
(funkce)		MC-25 Thaumasia
(funkce)		MC-26 Argyre
(funkce)		MC-27 Noachis
(funkce)		MC-28 Hellas
(funkce)		MC-29 Eridania
(funkce)
MC-30 Mare Australe
(funkce)