Mare Boreum čtyřúhelník - Mare Boreum quadrangle
 Mapa čtyřúhelníku Mare Boreum z Laserový výškoměr Mars Orbiter (MOLA) data. Nejvyšší nadmořské výšky jsou červené a nejnižší modré. | |
| Souřadnice | 75 ° severní šířky 0 ° východní délky / 75 ° N 0 ° ESouřadnice: 75 ° severní šířky 0 ° východní délky / 75 ° N 0 ° E |
|---|---|
The Mare Boreum čtyřúhelník je jednou z řady 30 čtyřúhelníkových map Marsu používá Geologický průzkum Spojených států (USGS) Astrogeologický výzkumný program. Čtyřúhelník Mare Boreum se také označuje jako MC-1 (Mars Chart-1).[1] Jeho název je odvozen od staršího názvu funkce, která se nyní nazývá Planum Boreum, velká pláň obklopující polární čepici.[2]
Čtyřúhelník pokrývá celý povrch Marsu severně od 65 ° zeměpisné šířky. Zahrnuje severní polární ledová čepička, který má kruhový tvar a je zhruba 1100 kilometrů (680 mil) napříč. Mariner 9 v roce 1972 objevil pás písečných dun, které obíhají polární ledové usazeniny, které jsou na některých místech 500 kilometrů (310 mil) napříč a mohou být největším dunovým polem ve sluneční soustavě.[3] Ledová čepička je obklopena obrovskými pláněmi Planum Boreum a Vastitas Borealis. V blízkosti pólu se nachází velké údolí Chasma Boreale, které mohlo vzniknout z vody tající z ledové čepičky.[4] Alternativní pohled je, že to bylo způsobeno větry odcházejícími ze studeného pólu.[5][6] Dalším prominentním prvkem je hladký vzestup, dříve nazývaný Olympia Planitia. V létě je viditelný tmavý límec kolem zbytkového víčka; je to většinou způsobeno dunami.[7] Čtyřúhelník zahrnuje několik velmi velkých kráterů, které vynikají na severu, protože oblast je hladká s malými změnami v topografii. Tyto velké krátery jsou Lomonosov a Korolev. I když menší, kráter Stokes je také prominentní.
The Phoenix přistávací modul přistál na Vastitas Borealis dne 25. května 2008 v kvadrantu Mare Boreum při 68,218830 ° severní šířky a 234,250778 ° východní délky.[8]Sonda shromáždila a analyzovala vzorky půdy ve snaze detekovat vodu a určit, jak pohostinná by planeta mohla kdysi pro život růst. Zůstalo tam aktivní, dokud nebyly zimní podmínky příliš drsné asi o pět měsíců později.[9]
Poté, co mise skončila deník Věda uvedli, že ve vzorcích analyzovaných Phoenixem byly detekovány chlorid, hydrogenuhličitan, hořčík, sodík, draslík, vápník a případně síran. Hodnota pH byla snížena na 7,7 ± 0,5. Chloristan (ClO4), byl zjištěn silný oxidant při zvýšených teplotách. To byl významný objev, protože chemická látka má potenciál být použita jako palivo pro rakety a jako zdroj kyslíku pro budoucí kolonisty. Za určitých podmínek může také chloristan inhibovat život; některé mikroorganismy však získávají energii z látky (anaerobní redukcí). Chemická látka smíchaná s vodou může výrazně snížit body tuhnutí podobným způsobem, jakým se sůl nanáší na silnice za účelem tání ledu. Chloristan tedy dnes může na Marsu umožňovat tvorbu malého množství kapalné vody. Vpusti, které jsou běžné v určitých oblastech Marsu, se pravděpodobně vytvořily z chloristanu tajícího led a způsobujícího, že voda erodovala půdu na strmých svazích.[10]
Na tomto místě bylo nalezeno mnoho přímých důkazů o vodě.[11]
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.[12][13]
Důkaz pro oceán
Silné důkazy pro jednorázový starověký oceán byly nalezeny v Mare Boreum poblíž severního pólu (stejně jako 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.[14][15]
Ledová čepička
Z pozorování pomocí nástroje Shallow Radar (SHARAD) na palubě Mars Reconnaissance Orbiter vědci zjistili, že celkový objem vodního ledu v severní ledové čepici je 821000 kubických kilometrů. To se rovná 30% grónského ledového příkrovu Země nebo to stačí k pokrytí povrchu Marsu do hloubky 5,6 metrů[16][17][18]
Vrstvy vystavené v severní ledové čepici, jak je vidět HiRISE pod Program HiWish
Zavřít pohled na vrstvy vystavené v severní ledové čepici, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish
Vrstvy vystavené v severní ledové čepici, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish
Zavřít pohled na vrstvy vystavené v severní ledové čepici, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish
Vrstvy v severní ledové čepici s úhlovou neshodou, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish
Bližší pohled na vrstvy v severní ledové čepici, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish Šipky ukazují na úhlovou neshodu.
Zavřít, barevný pohled na vrstvy v severní ledové čepici, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish
Hřebeny
Hřebeny, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish Mohou být spojeny s minulou ledovcovou aktivitou.
Duny
Písek duny byly nalezeny na mnoha místech na Marsu. Přítomnost dun ukazuje, že planeta má atmosféru větru, protože duny vyžadují vítr, aby nahromadil písek. Většina dun na Marsu je černá kvůli zvětrávání vulkanické horniny čedič.[19][7] Černý písek lze na Zemi najít Havaj a na některých tropických ostrovech jižního Pacifiku.[20] Písek je na Marsu běžný kvůli stáří povrchu, který umožnil erozi hornin v písek. Bylo pozorováno, že duny na Marsu se pohybují mnoho metrů.[21][22] V tomto procesu se písek pohybuje nahoru na návětrnou stranu a poté padá dolů na závětrnou stranu duny, což způsobilo, že duna šla směrem na závětrnou stranu (nebo sklouzla tvář).[23]Když jsou obrázky zvětšeny, některé duny na Marsu zobrazují vlnění na svých površích.[24] Jsou způsobeny zrnky písku, které se valí a odrážejí se na návětrnou plochu duny. Skákající zrna mají tendenci přistávat na návětrné straně každého zvlnění. Zrna neodskakují příliš vysoko, takže je není třeba zastavit.
Rozmrazování dun a ledu v korytách polygonů, jak je vidět pod HiRISE pod Program HiWish
Barevný pohled na rozmrazování dun a ledu v korytech polygonů, jak je vidíme v HiRISE v rámci programu HiWish
Rozmrazování povrchu, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish Frost mizí ve skvrnách z duny. Hranice žlabu kolem tvarů mnohoúhelníku stále obsahují mráz; proto jsou bílé. Poznámka: severní strana (strana nahoře) se nerozmrazila, protože slunce přichází z druhé strany.
Rozmrazování povrchu, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish Frost mizí ve skvrnách z duny a z okolního povrchu. Hranice žlabu kolem tvarů mnohoúhelníku stále obsahují mráz; proto jsou bílé. Poznámka: severní strana (strana nahoře) se nerozmrazila, protože slunce přichází z druhé strany.
Široký pohled na pole dun, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Bližší pohled na pole dun, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Bližší pohled na duny, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish
Stopy balvanů a balvanů, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish Šipka ukazuje balvan, který vytvořil dráhu v písku, když se valil po duně.
Balvany a stopy, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish Šipky ukazují balvany, které vytvořily stopu válcováním duny.
Ostatní čtyřúhelníky Marsu
Interaktivní mapa Marsu
Interaktivní 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
Reference
- ^ 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.
- ^ Patrick Moore a Robin Rees, ed. Patrick Moore's Data Book of Astronomy (Cambridge University Press, 2011), s. 130.
- ^ Hartmann, W. 2003. Průvodce cestovatele po Marsu. Workman Publishing. NY NY.
- ^ Clifford, S. 1987. Polární bazální tání na Marsu. J. Geophys. Res. 92: 9135-9152.
- ^ Howard, A. 2000. Role eolianských procesů při formování povrchových rysů marťanských vrstevnatých vrstev. Icarus. 144: 267-288.
- ^ Edgett, K. a kol. 2003. Vývoj krajiny na Marsu: vliv stratigrafie na geomorfologii severní polární oblasti. Geomorfologie. 52: 289-298.
- ^ A b Michael H. Carr (2006). Povrch Marsu. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-87201-0. Citováno 21. března 2011.
- ^ Lakdawalla, Emily (2008-05-27). „Tisková konference Phoenix Sol 2, v kostce“. Weblog Planetární společnosti. Planetární společnost. Citováno 2008-06-04.
- ^ „Mars lander usiluje o přistání v„ Zeleném údolí “'". Nový vědec Prostor. Citováno 2008-04-14.
- ^ Hecht, M. a kol. 2009. Detekce chloristanu a rozpustná chemie marťanské půdy v lokalitě Phoenix Lander. Věda: 325. 64–67
- ^ Smith, P. a kol. 2009. H2O na přistávací ploše Phoenixu. Věda: 325, 58-61.
- ^ NASA / Goddard Space Flight Center. „Nová gravitační mapa poskytuje dosud nejlepší pohled na Mars.“ ScienceDaily. ScienceDaily, 21. března 2016. <https://www.sciencedaily.com/releases/2016/03/160321154013.htm >.
- ^ 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
- ^ https://www.sciencedaily.com/releases/2015/03/150305140447.htm
- ^ . 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
- ^ http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=29211
- ^ http://spaceref.com/onorbit/radar-map-of-buried-mars-layers-matches-climate-cycles.html
- ^ https://mars.nasa.gov/news/371/radar-map-of-mars-layers-matches-climate-cycles/
- ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/ESP_016459_1830
- ^ https://www.desertusa.com/desert-activity/sand-dune-wind1.html
- ^ https://www.youtube.com/watch?v=ur_TeOs3S64
- ^ https://uanews.arizona.edu/story/the-flowing-sands-of-mars
- ^ Namowitz, S., Stone, D. 1975. věda o Zemi, svět, ve kterém žijeme. American Book Company. New York.
- ^ https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=6551
- ^ Morton, Oliver (2002). Mapování Marsu: Věda, představivost a zrod světa. New York: Picador USA. str. 98. ISBN 0-312-24551-3.
- ^ „Atlas Marsu online“. Ralphaeschliman.com. Citováno 16. prosince 2012.
- ^ „PIA03467: Širokoúhlá mapa Marsu MGS MOC“. Photojournal. Laboratoř NASA / Jet Propulsion Laboratory. 16. února 2002. Citováno 16. prosince 2012.
externí odkazy
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Zeměpis | |||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Astronomie |
| ||||||||||
| Průzkum |
| ||||||||||
| Příbuzný | |||||||||||
| |||||||||||
Kategorie
Portál sluneční soustavy