Mare Australe čtyřúhelník - Mare Australe quadrangle

Mare Australe čtyřúhelník
USGS-Mars-MC-30-MareAustraleRegion-mola.png
Mapa čtyřúhelníku Mare Australe z Laserový výškoměr Mars Orbiter (MOLA) data. Nejvyšší nadmořské výšky jsou červené a nejnižší modré.
Souřadnice75 ° j. Š 0 ° východní délky / 75 ° j. Š. 0 ° vd / -75; 0Souřadnice: 75 ° j. Š 0 ° východní délky / 75 ° j. Š. 0 ° vd / -75; 0
Obrázek čtyřúhelníku Mare Australe (MC-30). Tento region zahrnuje Jižní polární ledová čepička. Střední část tvoří převážně trvalá zbytková ledová čepička obklopená vrstveným a korýtkovým terénem, ​​který je zase obklopen silně kráterovaným terénem.

The Mare Australe čtyřúhelník je jednou z řady 30 čtyřúhelníkových map Marsu používá Geologický průzkum Spojených států (USGS) Astrogeologický výzkumný program. Čtyřúhelník Mare Australe se také označuje jako MC-30 (Mars Chart-30).[1] Čtyřúhelník pokrývá celou oblast Marsu jižně od 65 °, včetně Jižní polární ledová čepička a jeho okolí. Název čtyřúhelníku pochází ze staršího názvu funkce, která se nyní nazývá Planum Australe, velká pláň obklopující polární čepici.[2] The Mars polární přistávací modul srážka přistála v této oblasti.[3][4]

Pozoruhodné funkce

Kolem jižní ledové čepičky je povrch nazývaný Formace Dorsa Argentea to může být starý vklad bohatý na led. Obsahuje skupinu klikatých rozvětvených hřebenů, které se podobají eskerům, které se tvoří, když jsou proudy pod ledovci.[5] Formace často obsahuje jámy: jsou pojmenována dvě hlavní místa Cavi Angusti a Cavi Sisyphi. Jamy mají strmé strany a nepravidelný tvar. Jsou až 50 km napříč a 1 km hluboké.[6]

Čtyřúhelník také obsahuje Angustus Labyrinthus, útvar protínající se údolí nebo hřebeny, přezdívaný „město Inků“.[7] Vědci byli překvapeni, když viděli, že části povrchu mají vzhled švýcarského sýra. Některé oblasti také vykazovaly podivné formy ve tvaru pavouka, u nichž bylo zjištěno, že jsou způsobeny plynem oxidu uhličitého, který v určitých obdobích roku foukal prach.

Některé krátery v Mare Australe ukazují vpusti. Marťanské vpusti jsou malé, proříznuté sítě úzkých kanálů a s nimi spojený sestup usazenina vklady nalezené na planetě Mars. Jsou pojmenovány pro svou podobnost s pozemským vpusti. Nejprve objeveno na obrázcích z Mars Global Surveyor, vyskytují se na strmých svazích, zejména na stěnách kráterů. Obvykle má každá rokle a dendritický výklenek v jeho čele, a ve tvaru ventilátoru zástěra na jeho základně a jediné vlákno proříznuté kanál spojením těchto dvou, což dalo celé vpusti tvar přesýpacích hodin.[8] Věří se, že jsou relativně mladí, protože mají jen málo kráterů, pokud vůbec nějaké. Podtřída vpustí je také nalezena rozřezaná na tvářích písečných dun, které samy o sobě považovaly za docela mladé. Na základě jejich formy, aspektů, poloh a umístění a zjevné interakce s vlastnostmi, které jsou považovány za bohaté na vodní led, se mnoho vědců domnívalo, že procesy řezání vpustí zahrnují kapalnou vodu. Toto však zůstává tématem aktivního výzkumu. Jakmile byly objeveny vpusti,[8] vědci začali znovu a znovu představovat mnoho vpustí a hledali možné změny. Do roku 2006 byly nalezeny určité změny.[9] Později s další analýzou bylo zjištěno, že ke změnám mohlo dojít spíše suchými granulovanými proudy, než aby byly poháněny tekoucí vodou.[10][11][12] S pokračujícím pozorováním bylo v kráteru Gasa a dalších nalezeno mnoho dalších změn.[13]S více opakovanými pozorováními bylo nalezeno stále více změn; protože ke změnám dochází v zimě a na jaře, odborníci mají tendenci se domnívat, že rokle byly vytvořeny ze suchého ledu. Snímky před a po ukázaly, že načasování této činnosti se shodovalo se sezónním mrazem a oxidem uhličitým, který by neumožňoval použití kapalné vody. Když se námraza na suchém ledu změní na plyn, může mazat suchý materiál, který teče, zejména na strmých svazích.[14][15][16] V některých letech mráz, možná tak silný jako 1 metr.

Zmrazení atmosféry

Výzkum založený na nepatrných změnách oběžných drah kosmické lodi kolem Marsu během 16 let zjistil, že když jedna hemisféra zažije zimu, přibližně 3 biliony až 4 biliony tun oxidu uhličitého zamrzne z atmosféry na severní a jižní polární čepice. To představuje 12 až 16 procent hmotnosti celé marťanské atmosféry. Tato pozorování podporují předpovědi z Mars Global Reference Atmospheric Model — 2010.[17][18]

Jezero s tekutou vodou

Vědci oznámili v červenci 2018 objev jezera s tekutou vodou pod jižní ledovou čepičkou. Měření byla shromážděna pomocí pokročilého radaru Mars pro podpovrchové a ionosférické ozvučení (MARSIS ) na palubě obíhající kosmické lodi Mars Express Evropské vesmírné agentury. Radarové odrazy ukázaly jasný bod ve vrstvách ledu, což analýza později ukázala, že to muselo být jezero kapalné vody. Předpokládá se, že voda zůstává kapalná, a to i při teplotě -68 stupňů Celsia, protože je pravděpodobně mnoho rozpuštěné soli, která snižuje bod tuhnutí. Jezero má průměr asi 20 kilometrů a hloubku nejméně 10 centimetrů. Mohlo by obsahovat 10 miliard litrů kapalné vody.[19][20] Pod ledovou čepičkou může být velmi dobře mnoho malých vodních ploch; je však obtížné je pomocí MARSIS detekovat. Surové pokrytí data potřebné pro tyto detekce je také omezené - pouze několik procent oblasti má úplnou sadu dat.[20]

Pavouci

Hlavní článek: Gejzír (Mars)

Během zimy se hromadí hodně mrazu. Zamrzá přímo na povrch permanentní polární čepičky, která je vyrobena z vodního ledu pokrytého vrstvami prachu a písku. Usazenina začíná jako vrstva prachu CO
2 mráz. Přes zimu rekrystalizuje a stává se hustší. Částice prachu a písku zachycené v mrazu pomalu klesají. V době, kdy teploty na jaře stoupají, se z mrázové vrstvy stala deska poloprůhledného ledu o tloušťce asi 3 stopy, ležící na substrátu z tmavého písku a prachu. Tento tmavý materiál absorbuje světlo a způsobuje, že led sublimuje (promění se přímo v plyn) pod povrch. Nakonec se hromadí velké množství plynu a stane se pod tlakem. Když najde slabé místo, plyn unikne a vyfoukne prach.[21] Rychlost může dosáhnout 100 mil za hodinu.[22] Někdy lze vidět tmavé kanály; oni jsou voláni “pavouci.”[23][24][25][26][27][28] Když k tomuto procesu dochází, vypadá povrch pokrytý tmavými skvrnami.[22][29] Oficiální název pro pavouky je „araneiforms“.[30] Tyto funkce lze vidět na některých obrázcích níže.

  • Hvězda praskla Kanály způsobené unikajícím plynem, jak je vidět HiRISE Kanály hvězdného výbuchu, nazývané také pavouci, mohou mít průměr asi 500 metrů a hloubku 1 metr.

  • Pavouk druhý marťanský jarní den, jak ho viděla HiRISE.

  • Nějaký pavouk 14 marťanských dnů později, jak to viděla HiRISE. Všimněte si zvýšených temných ventilátorů způsobených odplyňováním oxidu uhličitého a tmavého materiálu.

  • Staré pavouky, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Široký pohled na chocholy, jak je vidět pod HiRISE pod Program HiWish Mnoho z chocholů ukazuje pavouky, když jsou zvětšeni.

  • Plumes, jak je vidět v HiRISE v rámci HiWish programu Arrow ukazuje dvojitý oblak. Mohlo to být kvůli měnícím se větrům.

  • Dlouhý oblak, jak je vidět na HiRISE v rámci programu HiWish

  • Pavouci, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Chocholy a pavouci, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish

  • Chocholy a pavouci, jak je viděli HiRISE v rámci programu HiWish

  • Chocholy a pavouci, jak je viděli HiRISE v rámci programu HiWish

  • Široký pohled na chocholy a pavouky, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Chocholy a pavouci, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish

  • Široký pohled na kráter, který obsahuje příklady pavouků, jak je vidíme v HiRISE v rámci programu HiWish. Následující obrázky ukazují detailní pohledy na některé formace pavouků.

  • Bližší pohled na formace pavouků, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish Polygonální tvary jsou kanály způsobené tlakem oxidu uhličitého procházejícího prasklinami. Během zimní sezóny se na povrchu země vytvoří deska suchého ledu. Povrch obsahuje trhliny ve tvaru mnohoúhelníků. V určitých obdobích CO2 pod ledem je pod tlakem sluneční světlo pronikající deskou suchého ledu. Jak se plyn pohybuje kolem kanálů, zvětšujte se.

  • Bližší pohled na formace pavouků, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish, jsou také viditelné.

Odmrazování

Jak se teplota ohřívá a na jaře je k dispozici více slunečního světla, mráz začíná mizet. Tento proces začíná výskytem tmavých skvrn. V době, kdy teplota stoupne na bod tání vodního ledu, je veškerý led pryč. Proces byl nejprve následován opakovanými snímky Mars Global Surveyor.[31][32] S mnohem větším rozlišením HiRISE bylo vidět, že mnoho spotů má tvar fanoušků. Některá z těchto spotů a fanoušků jsou vidět na obrázcích níže. Tisíce fanoušků byly zkoumány v rámci projektu Citizen Science. Téměř všichni (96%) fanoušků měřených v této studii mají délku pod 100 m. Průměrná délka ventilátoru je 33,1 m. Tři největší fanoušci o délce 373 m, 368 ma 361 m byli všichni ve stejné oblasti.[33]

  • Široký pohled na odmrazování, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Plyn a tmavý prach jsou pravděpodobně vyfukovány ze země a poté neseny větry směrem na severozápad.

  • Blízký pohled na odmrazování, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Plyn a tmavý prach jsou pravděpodobně vyfukovány ze země a poté neseny větry směrem na severozápad. Šipka ukazuje na možnou formaci pavouka.

  • Blízký pohled na odmrazování, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Plyn a tmavý prach jsou pravděpodobně vyfukovány ze země a poté neseny větry směrem na severozápad.

  • Blízký pohled na odmrazování, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Plyn a tmavý prach jsou pravděpodobně vyfukovány ze země a poté neseny větry směrem na severozápad.

  • Široký pohled na rozmrazování pružiny. Tmavé skvrny jsou místa, kde led zmizel, a tak odhalil tmavý povrch pod ledem. Snímek pořízený programem HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zavřít pohled na jarní odmrazování. Tmavé skvrny jsou místa, kde led zmizel, a tak odhalil tmavý povrch pod ledem. Snímek pořízený programem HiRISE v rámci programu HiWish

Stopy prachu ďábla

Mnoho oblastí na Marsu, včetně Eridanie, 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.

Prachoví ďáblové se vyskytují, když slunce ohřívá vzduch v blízkosti rovného suchého povrchu. Teplý vzduch poté rychle stoupá chladnějším vzduchem a začne se točit při pohybu vpřed. Tato rotující a pohybující se buňka může sbírat prach a písek a potom zanechávat čistý povrch.[34]

Ze země byli vidět prachoví ďáblové a z orbity vysoko nad hlavou. Dokonce odpálili prach z solární panely ze dvou Rovers na Marsu, čímž výrazně prodloužili jejich životy.[35] Dvojče Rovers byly navrženy tak, aby vydržely 3 měsíce, místo toho trvaly více než šest let a jeden stále pokračuje po 8 letech. Ukázalo se, že se vzor skladeb mění každých několik měsíců.[36]

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.[37]

  • Dust Devil, jak ukazuje HiRISE. Dust ďábel se pohybuje vlevo nahoře a vpravo dole zanechává temnou stopu. Stín ďábla prachu je vlevo nahoře od ďábla prachu.

  • Weinbaum (kráter), jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Zobrazuje se oblast kráteru Weinbaum stopy prachu ďábla, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Pole obrazu je těsně za okrajem kráteru a je rozšířením předchozího obrazu kráteru Weinbaum.

  • Západní strana Mitchelův kráter (marťanský kráter), jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Stopy prachu ďábla v kráteru Mitchell, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrázku západní strany Mitchelova kráteru.

  • Schmidt (marťanský kráter), jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Šipky označují severní a jižní okraj kráteru.

  • Duny a stopy prachu ďábla v kráteru Schmidt, jak je vidět kamerou CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Úzké, tmavé čáry jsou stopy prachu ďábla. Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrazu Schmidtova kráteru.

  • Stopy a vrstvy prachového ďábla, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish

Formace Dorsa Argentea

The Formace Dorsa Argentea (DAF) je považován za velký systém eskers které byly pod starou ledovou čepicí v jižní polární oblasti Marsu.[38][39][40][41] Předpokládá se, že tento velký polární ledový pokryv pokrýval asi 1,5 milionu kilometrů čtverečních. Tato oblast je dvakrát větší než oblast státu Texas.[42][kruhový odkaz ] [43] Ledová vrstva se vytvořila poblíž hranice Noachian -Hesperian éra a ustoupil na počátku Hesperian éra.[41][44] Silný ledový příkrov se dal snadněji vytvořit v jižní polární oblasti než na severním pólu, protože jižní pól má vyšší nadmořskou výšku.[45][46][47][48][49] Když se ledová vrstva vyvinula, v marťanské atmosféře mohlo být k dispozici mnohem více vody.[50]

Tato skupina hřebenů sahá od 270–100 V a 70–90 S, kolem jižního pólu Marsu. Leží pod pozdními amazonskými jihopolárními vrstvami (SPLD). Množství těchto hřebenů je obrovské, jedna studie studovala sedm různých hřebenových systémů, které obsahovaly téměř 4 000 hřebenů, které měly celkovou délku 51 000 km.[51]

Většina eskerů je považována za formovanou uvnitř tunelů s ledovými stěnami potoky, které tekly uvnitř a pod ledovci. Poté, co se zadržující ledové stěny rozplynuly, usazeniny potoka zůstaly jako dlouhé klikaté hřebeny.

MARSIS radarová data naznačují, že dnes zůstávají významné oblasti vrstvených, potenciálně na ledu bohatých částí formace Dorsa Argentea.[52][53][54]

  • Hřebeny, o nichž se věří, že jsou eskery formace Dorsa Argentea, jak je vidět na širokoúhlém MOC Mars Global Surveyor. Bílé šipky ukazují na hřebeny.

Tým vědců použil raný globální klimatický model Marsu společně s modelem ledového listu University of Maine k určení toho, jak se vytvořily eskery. Došli k závěru, že k získání dostatečně vysoké teploty v marťanské atmosféře k vytvoření ledového příkrovu je kromě silnější atmosféry oxidu uhličitého zapotřebí také skleníkový plyn k ohřátí povrchu v blízkosti pólů nejméně o 20 stupňů C. produkovat tvar ledového štítu, alespoň část sopek Tharsis musela být přítomna.[55]

Důkaz pro oceán

Silný důkaz pro jednorázový starověký oceán byl nalezen z údajů shromážděných od severního a jižního pólu. V březnu 2015 tým vědců zveřejnil výsledky ukazující, že tato oblast byla vysoce obohacena deuteriem, těžkým vodíkem, sedmkrát více než Země. To znamená, že Mars ztratil 6,5krát více vody, než kolik je uloženo v dnešních polárních čepicích. Voda na nějaký čas by vytvořila oceán v nízko položeném Mare Boreum. Množství vody mohlo pokrýt planetu asi 140 metrů, ale pravděpodobně se nacházelo v oceánu, který byl místy hluboký téměř 1 míli.

Tento mezinárodní tým pomocí dalekohledu ESO Very Large Telescope spolu s nástroji na observatoři W. M. Keck a NASA Infrared Telescope Facility mapoval během šesti let různé formy vody v atmosféře Marsu.[56][57]

Krátery

Krátery zobrazující vrstvy

Mnoho míst na Marsu ukazuje kameny uspořádané ve vrstvách. Studie vrstvení na Marsu se velmi rozšířila, když Mars Global Surveyor poslal zpět obrázky.[58][59] Hornina může vytvářet vrstvy různými způsoby. Sopky, vítr nebo voda mohou vytvářet vrstvy.[60][61][62]Podrobnou diskuzi o vrstvení s mnoha příklady Marsu lze najít v Sedimentární geologii Marsu.[63] Článek od Grotzingera a Millikena pojednává o úloze vody a větru při vytváření vrstev usazených hornin.[64] Jelikož jsou krátery nízké skvrny na krajinném materiálu, může se tam snadněji hromadit a odolávat erozi déle než na jiných místech.

  • Detail vrstev ve zdi Kráter McMurdo, jak to vidí HiRISE.

  • Kráter Smith (marťanský kráter), jak je vidět z kamery CTX (zapnuto Mars Reconnaissance Orbiter ).

  • Stopy prachu ďábla v kráteru Smith, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Poznámka: toto je zvětšení předchozího obrazu kráteru Smith.

  • Kráter Lau, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Zakřivené hřebeny jsou pravděpodobně eskers který se vytvořil pod ledovci.

  • Zblízka eskers v kráteru Lau, jak je vidět kamerou CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Tmavé čáry jsou stopy prachu ďábla. Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrazu kráteru Lau.

  • Kráter Heaviside (Marťanský kráter), jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Vpusti v kráteru, který je na podlaze kráteru Heaviside, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrazu kráteru Heaviside.

  • Liais (kráter), jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Layers je kráter Liais, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Poznámka: toto je zvětšení předchozího obrazu kráteru Liais.

  • Východní strana Jižní kráter (marťanský kráter), jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Vrstvy v jižní části mohyly v jižním kráteru, jak je vidět z kamery CTX (na Marsu Reconnaissance Orbiter). Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrázku východní strany jižního kráteru.

  • Vrstvy těsně za okrajem jižního kráteru ve formě „švýcarského sýra“, jak je vidět z kamery CTX (na průzkumné dráze Mars Reconnaissance Orbiter). Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrazu východní strany jižního kráteru.

  • Západní strana jižního kráteru, jak je vidět na kameře CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Vrstvy v mohyle na západní straně jižního kráteru, jak je vidět na kameře CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrazu západní strany jižního kráteru.

  • Vrstvy těsně za okrajem západní strany jižního kráteru ve formě „švýcarského sýra“, jak je vidět z kamery CTX (na průzkumném družici Mars Reconnaissance Orbiter). Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrazu západní strany jižního kráteru.

  • Rayleigh (marťanský kráter), jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Vrstvy v Rayleighově kráteru, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Poznámka: toto je zvětšení předchozího obrazu Rayleighova kráteru.

Krátery zobrazující odmrazování na jaře

  • Západní strana Hlavní kráter (marťanský kráter), jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Prachové stopy v hlavním kráteru, jak je viditelná kamerou CTX (na průzkumném družici Mars Reconnaissance Orbiter). Šipka označuje směr větru. Na jaře, jak teplota stoupá, se suchý led mění na stlačený plyn, který poté profoukne slabým místem a nese s sebou prach. Pokud je vítr, prach se ukládá v podlouhlé formě jako na tomto obrázku.

  • Kráter Richardson, jak je vidět z kamery CTX (zapnuto Mars Reconnaissance Orbiter ).

  • Duny a rozmrazovací místa v kráteru Richardson, jak je viděla HiRISE. Předpokládá se, že v tmavých místech a kolem nich někdy existují filmy s kapalnou vodou.

  • Džíny (marťanský kráter), jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Džínový kráter ukazující mizení vrstev a tmavých skvrn od mrazu, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrazu kráteru Jeans.

  • Playfair (marťanský kráter), jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Tmavé tečky jsou místa, kde mráz zmizel.

  • Rozmrazování probíhá v kráteru Playfair, jak je vidět na kameře CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Tmavá místa jsou místa, kde mráz zmizel, což ukazuje temnou půdu. Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrazu kráteru Playfair.

  • Lyell (marťanský kráter), jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

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

  • Rozmrazování probíhá v kráteru Lyell, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Tmavá místa jsou místa, kde mráz zmizel, což ukazuje temnou půdu. Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrazu kráteru Lyell.

  • Západní strana Joly (kráter), jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Tmavé skvrny a „pavouci“ v kráteru Joly, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). „Pavouci“ se objevují jako fuzzy skvrny; jsou tam, kde se tmavý prach hromadí v kanálech pod čirými deskami zmrzlého oxidu uhličitého. Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrazu kráteru Joly.

  • Eskers v kráteru Joly, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Eskers jsou hřebeny na obrázku; jsou tvořeny potoky tekoucími pod ledovcem.

  • Reynoldsův kráter zobrazující pruhy od rozmrazování, jak je vidět na kameře CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Rovněž jsou viditelné vrstvy. Poznámka: toto je zvětšení předchozího obrazu kráteru Reynolds. Pruhy jsou způsobeny tlakovým oxidem uhličitým vyfukujícím prach, který je vháněn větrem do pruhů.

  • Reynoldsův kráter zobrazující vrstvy a tmavé skvrny od rozmrazování, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Oblast je pokryta mrazem, když mráz zmizí, je vystavena temná země. Rovněž jsou viditelné vrstvy. Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrazu kráteru Reynolds.

Mnohoúhelníky

Velká část povrchu Marsu ukazuje zem uspořádanou do polygonů různých velikostí. Někdy jsou během správného období oblasti polygonů s minimy mrazů plné. Když k tomu dojde, tvary jsou vylepšeny a vytvářejí nádherné pohledy.

  • Široký pohled na kráter obsahující polygony s námrazou v nízkých částech, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bližší pohled na polygony s námrazou v nízkých částech, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish

  • Stále bližší pohled na polygony, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bližší pohled na polygony s námrazou v nízkých částech, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish Kruhové tvary jsou také viditelné.

Švýcarský sýrový terén

Části výstavních jam Mare Australe, díky nimž povrch vypadá jako švýcarský sýr.[65][66][67][68] Tyto jámy jsou v 1–10 metrů silné vrstvě suchého ledu, která sedí na mnohem větší vodní ledové čepici. Bylo pozorováno, že jamky začínají malými plochami podél slabých zlomenin. Kruhové jámy mají strmé stěny, které se zaměřují na sluneční světlo, čímž zvyšují erozi. U jámy je nutné vyvinout strmou stěnu asi 10 cm a délku přes 5 metrů.[69]

  • Změny povrchu jižního pólu od roku 1999 do roku 2001, jak je patrné z Mars Global Surveyor.

  • Ledové útvary podobné švýcarskému sýru z pohledu globálního průzkumníka Marsu.

  • Ledové útvary podobné švýcarskému sýru z pohledu globálního průzkumníka Marsu, který ukazuje vrstvy.

  • Detail švýcarského sýrového terénu, jak ho vidí Mars Global Surveyor.

  • HiRISE pohled na jižní pól terénu.

Vrstvy

  • Tento HiRISE obrázek ukazuje vrstvy běžící zhruba nahoru a dolů, spolu se slabým polygonálním lomením. Polygonální zlomeniny jsou většinou obdélníkové.

  • Vrstvy jižního pólu, jak je vidět THEMIS.

  • Vrstvy, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Vrstvy, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Vrstvy, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

Další funkce v čtyřhranu Mare Australe

  • „Incké město“ z pohledu HiRISE. Lehké skvrny jsou námrazy.

  • Angustus Labyrinthus, jak to vidí THEMIS.

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

  • Vrstvy, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Nízkocentrální polygony, jak je vidíme v HiRISE v rámci programu HiWish Tyto vlastnosti jsou běžné v půdě bohaté na led.

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.[70][71] Čísla čtyřúhelníků (počínaje MC pro „Mars Chart“)[72] 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. (1992). "Geodézie a kartografie". 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.
  2. ^ Patrick Moore a Robin Rees, ed. Patrick Moore's Data Book of Astronomy (Cambridge University Press, 2011), s. 130.
  3. ^ http://mars.nasa.gov/msp98/lander/
  4. ^ http://www.spaceref.com/news/viewnews.html?id=105
  5. ^ Kargel, J .; Strom, R. (1991). „Pozemní ledovcové eskery: analogie pro marťanské klikaté hřebeny“ (PDF). LPSC. XXII: 683–684. Bibcode:1991LPI .... 22..683K.
  6. ^ Carr, Michael H. (2006). Povrch Marsu. Cambridge University Press. str.[stránka potřebná ]. ISBN  978-0-521-87201-0.
  7. ^ Hartmann, W. 2003. Průvodce cestovatele po Marsu. Workman Publishing. NY NY.
  8. ^ A b Malin, M., Edgett, K. 2000. Důkazy o nedávném prosakování podzemní vody a povrchovém odtoku na Marsu. Science 288, 2330–2335.
  9. ^ Malin, M., K. Edgett, L. Posiolova, S. McColley, E. Dobrea. 2006. Současná rychlost kráteru a současná rokle na Marsu. Science 314, 1573_1577.
  10. ^ Kolb a kol. 2010. Zkoumání mechanismů umístění vtokových kanálů pomocí vrcholových svahů. Icarus 2008, 132-142.
  11. ^ McEwen, A. a kol. 2007. Bližší pohled na geologickou aktivitu související s vodou na Marsu. Science 317, 1706-1708.
  12. ^ Pelletier, J., et al. 2008. Nedávné světlé vpusti na mokrém nebo suchém toku Marsu? Geology 36, 211-214.
  13. ^ Laboratoř NASA / Jet Propulsion Laboratory. „Orbiter NASA najde na Marsu nový kanalizační kanál.“ ScienceDaily. ScienceDaily, 22. března 2014. www.sciencedaily.com/releases/2014/03/140322094409.htm
  14. ^ http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-226
  15. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/ESP_032078_1420
  16. ^ http://www.space.com/26534-mars-gullies-dry-ice.html
  17. ^ NASA / Goddard Space Flight Center. „Nová gravitační mapa poskytuje dosud nejlepší pohled na Mars.“ ScienceDaily. ScienceDaily, 21. března 2016. .
  18. ^ Antonio Genova, Sander Goossens, Frank G. Lemoine, Erwan Mazarico, Gregory A. Neumann, David E. Smith, Maria T. Zuber. Sezónní a statické gravitační pole Marsu z rádiových věd MGS, Mars Odyssey a MRO. Icarus, 2016; 272: 228 DOI: 10.1016 / j.icarus.2016.02.05
  19. ^ https://www.sciencenews.org/article/mars-may-have-lake-liquid-water-search-life
  20. ^ A b R. Orosei a kol. Radarové důkazy o subglaciální tekuté vodě na Marsu. Věda. Publikováno online 25. července 2018. doi: 10,1126 / science.aar7268.
  21. ^ http://spaceref.com/mars/how-gas-carves-channels-on-mars.html
  22. ^ A b http://themis.asu.edu/news/gas-jets-spawn-dark-spiders-and-spots-mars-icecap
  23. ^ http://mars.jpl.nasa.gov/multimedia/images/2016/possible-development-stages-of-martian-spiders
  24. ^ http://spaceref.com/mars/growth-of-a-martian-trough-network.html
  25. ^ Benson, M. 2012. Planetfall: New Vize sluneční soustavy
  26. ^ http://www.astrobio.net/topic/solar-system/mars/spiders-invade-mars/
  27. ^ Kieffer H, Christensen P, Titus T. 2006 17. srpna. Trysky CO2 vytvořené sublimací pod průsvitným plochým ledem v sezónní jižní polární ledové čepici Marsu. Příroda: 442 (7104): 793-6.
  28. ^ Portyankina, G. a kol. 2017. Současná eroze marťanského polárního terénu sezónními tryskami CO2. Icarus: 282, 93-103.>
  29. ^ http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2013-034
  30. ^ Portyankina, G. a kol. 2019. Jak získávají marťanské araneiformní tvary: morfologická analýza a difúzně omezený agregační model pro polární povrchovou erozi Icarus. https://doi.org/10.1016/j.icarus.2019.02.032
  31. ^ https://mars.jpl.nasa.gov/mgs/msss/camera/images/dune_defrost_6_2001/
  32. ^ JARNÍ ROZMRAZOVÁNÍ MARTINSKÝCH POLARSKÝCH REGIONŮ: MARS GLOBAL SURVEYOR MOC A TES MONITORING RICHARDSON CRATER DUNE FIELD, 1999–2000. K. S. Edgett, K. D. Supulver a M. C. Malin, Malin Space Science Systems, P.O. Box 910148, San Diego, CA 92191-0148, USA.
  33. ^ K.-Michael Aye, K. a kol. ZPROSTŘEDKOVÁNÍ VÍTĚZSTVÍ MARTINSKÉHO JIŽNÍHO POLARU MAPOVÁNÍM VKLADŮ CO2 JET 49. Lunar and Planetary Science Conference 2018 (LPI Contrib. No. 2083). 2841.pdf
  34. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_00481_2410
  35. ^ http://marsrovers.jpl.nasa.gov/gallery/press/spirit/20070412a.html
  36. ^ „Archivovaná kopie“. Archivovány od originál dne 28.10.2011. Citováno 2012-01-19.CS1 maint: archivovaná kopie jako titul (odkaz)
  37. ^ Reiss, D. a kol. 2011. Multitemporální pozorování identických aktivních prachových ďáblů na Marsu pomocí stereofonní kamery s vysokým rozlišením (HRSC) a kamery Mars Orbiter (MOC). Icarus. 215: 358-369.
  38. ^ Allen, C. 1979. Interakce sopky a ledu na Marsu. J. Geophys. Res .: Solid Earth (1978–2012), 84 (B14), 8048-8059.
  39. ^ Howard, 1981
  40. ^ Kargel, J., R. Strom. 1992. Starověké zalednění na Marsu. Geologie, 20 (1), 3-7.
  41. ^ A b Head, J, S. Pratt. 2001. Rozsáhlá jižní polární ledová pokrývka starověkého Hesperia na Marsu: důkazy o masivním tání a ústupu a bočním toku a čekání na roztavenou vodu. J. Geophys. Res.-Planet, 106 (E6), 12275-12299.
  42. ^ Seznam amerických států a teritorií podle oblastí
  43. ^ Scanlon, K., et al. 2018. Icarus: 299, 339-363.
  44. ^ Fastook, J. a kol. 2012. Rané podnebí na Marsu poblíž hranice Noachian-Hesperian: Nezávislé důkazy o chladných podmínkách z bazálního tání jižního polárního ledového příkrovu (formace Dorsa Argentea) a důsledky pro tvorbu údolní sítě Icarus: 219 ,. 25-40.
  45. ^ Wordsworth, R. a kol. 2013. Globální modelování raného marťanského klimatu v hustší atmosféře CO2: vodní cyklus a vývoj ledu Icarus, 222 (1), 1-19
  46. ^ Zapomeňte na F. a kol. 2013. 3D modelování raného marťanského podnebí v hustší atmosféře CO2: teploty a ledové mraky CO2 Icarus, 222 (1), 81-99
  47. ^ Mischna, M a kol. 2013. Účinky šikmosti a skleníků s vodní párou / stopovým plynem v raném marťanském podnebíJ. Geophys. Res.-Planet, 118 (3), 560-576
  48. ^ Urata, R. O. Toon. 2013. Simulace marťanského hydrologického cyklu s obecným cirkulačním modelem: Důsledky pro klima starověkého Marsu Icarus, 226 (1), 229-250
  49. ^ Wordsworth, R. 2016. The Climate of Early MarsAnnu. Rev. planeta Země. Sci. 44, 381-408.
  50. ^ Carr, M., J. Head. 2015. Inventář marťanské povrchové / téměř povrchové vody: Zdroje, propady a změny s časem Geophys. Res. Lett., 42, s. 1-7 10.1002 / 2014GL062464.
  51. ^ Kress, A., J. Head. 2015. Pozdní noachiánské a raně hesperiánské hřebenové systémy na jižním cirkumpolárním útvaru Dorsa Argentea, Mars: Důkazy pro dvě fáze tání rozsáhlého pozdně noachijského ledového příkrovu. Planetární a kosmická věda: 109-110, 1-20
  52. ^ Plaut, J., Ivanov, A., Safaeinili, A., Milkovich, S., Picardi, G., Seu, R., Phillips, R. 2007a. Radar znějící podpovrchových vrstev v jižní polární pláně Marsu: korelace s formací Dorsa Argentea. Měsíční planeta. Sci. XXXVIII (abstrakt 2144).
  53. ^ Head, J., Marchant, D. 2006. Regionální polární zalednění v hesperiánském období historie Marsu. South Circumpolar Dorsa Argentea Formation as Ancient Ancient Sheet Remnant. Čtvrtá konference Mars Polar Science. Davos, Švýcarsko.
  54. ^ Head, J., Marchant, D., Forget, F. 2007. Regionální polární zalednění v hesperiánském období historie Marsu: jižní cirkumpolární formace Dorsa Argentea jako pozůstatek starověkého ledového příkrovu. Sedmá mezinárodní konference na Marsu. Pasadena, CA (abstrakt 3115).
  55. ^ Scanlon, K., et al. 2018. Formace Dorsa Argentea a přechod Noachian-Hesperian podnebí. Ikar: 299, 339-363.
  56. ^ https://www.sciencedaily.com/releases/2015/03/150305140447.htm
  57. ^ . Villanueva, L., Mumma, R. Novak, H. Käufl, P. Hartogh, T. Encrenaz, A. Tokunaga, A. Khayat, M. Smith. Silné izotopové anomálie vody v atmosféře Marsu: sondování současných a starodávných nádrží. Science, 2015 DOI: 10.1126 / science.aaa3630
  58. ^ http://www.geo.brown.edu/research/Milliken/GEOL2920C_files/Week04_Summary_Jawin.pdf
  59. ^ Malin, M. C. a Edgett, K. S. (2000). Sedimentární skály raného Marsu. Science, 290 (5498), 1927–1937
  60. ^ https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2000/ast04dec_2.
  61. ^ https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2001/ast23jan_1/
  62. ^ „HiRISE | Vědecký experiment se zobrazováním ve vysokém rozlišení“. Hirise.lpl.arizona.edu?psp_008437_1750. Citováno 2012-08-04.
  63. ^ Grotzinger, J. a R. Milliken (eds.). 2012. Sedimentární geologie Marsu. SEPM.
  64. ^ Grotzinger, J.P. a R.E. Milliken (2012). Záznam sedimentární horniny na Marsu: Distribuce, původ a globální stratigrafie, SEPM Special Publication, 102, 1-48.
  65. ^ Thomas, P., M. Malin, P. James, B. Cantor, R. Williams, P. Gierasch Jižní polární zbytková čepička Marsu: rysy, stratigrafie a změny Icarus, 174 (2 SPEC. ISS.). 2005. s. 535–559. http://doi.org/10.1016/j.icarus.2004.07.028
  66. ^ Thomas, P., P. James, W. Calvin, R. Haberle, M. Malin. 2009. Zbytková jižní polární čepička Marsu: stratigrafie, historie a důsledky nedávných změn Icarus: 203, 352–375 http://doi.org/10.1016/j.icarus.2009.05.014
  67. ^ Thomas, P., W. Calvin, P. Gierasch, R. Haberle, P. James, S. Sholes. 2013. Časové stupnice eroze a depozice zaznamenané ve zbytkové jižní polární čepici marsIcarus: 225: 923–932 http://doi.org/10.1016/j.icarus.2012.08.038
  68. ^ Thomas, P., W. Calvin, B. Cantor, R. Haberle, P. James, S. Lee. 2016. Hmotnostní bilance zbytkové jižní polární čepičky Marsu ze snímků CTX a dalších dat Icarus: 268, 118–130 http://doi.org/10.1016/j.icarus.2015.12.038
  69. ^ Buhler, Peter, Andrew Ingersoll, Bethany Ehlmann, Caleb Fassett, James Head. 2017. Jak marťanská zbytková jižní polární čepice vyvíjí kvazikruhové a srdcovité jámy, žlaby a příkopy. Ikar: 286, 69-9.
  70. ^ Morton, Oliver (2002). Mapování Marsu: Věda, představivost a zrod světa. New York: Picador USA. str. 98. ISBN  0-312-24551-3.
  71. ^ „Atlas Marsu online“. Ralphaeschliman.com. Citováno 16. prosince 2012.
  72. ^ „PIA03467: Širokoúhlá mapa Marsu MGS MOC“. Photojournal. Laboratoř NASA / Jet Propulsion Laboratory. 16. února 2002. Citováno 16. prosince 2012.

externí odkazy

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)