Mare Tyrrhenum čtyřúhelník - Mare Tyrrhenum quadrangle
![]() Mapa čtyřúhelníku Mare Tyrrhenum z Laserový výškoměr Mars Orbiter (MOLA) data. Nejvyšší nadmořské výšky jsou červené a nejnižší modré. | |
Souřadnice | 15 ° 00 'j. Š 247 ° 30 ′ západní délky / 15 ° J 247,5 ° ZSouřadnice: 15 ° 00 'j. Š 247 ° 30 ′ západní délky / 15 ° J 247,5 ° Z |
---|

The Mare Tyrrhenum čtyřúhelník je jednou z řady 30 čtyřúhelníkových map Marsu používá Geologický průzkum Spojených států (USGS) Astrogeologický výzkumný program. Tento čtyřúhelník se také označuje jako MC-22 (Mars Chart-22).[1] Obsahuje části regionů Tyrrhena Terra, Hesperia planum, a Terra Cimmeria.
Čtyřúhelník Mare Tyrrhenum pokrývá oblast od 225 ° do 270 ° západní délky a 0 ° až 30 ° jižní šířky na Mars. Schiaparelli pojmenoval oblast podle Země Tyrhénské moře, který leží mezi Itálií a Sicílií. Tato oblast byla následně přejmenována na Mare Tyrrhena poté, co fotografie kosmických lodí odhalily, že jde spíše o starou kráterovou pláň než o moře. Obsahuje velkou sopku Tyrrhenus Mons, jedna z nejstarších a možná i nejsložitějších sopek na Marsu.[2][3] Největší kráter Mare Tyrrhenum je Herschel. Licus Vallis a Ausonia Montes jsou další významné rysy v regionu.
Fossa na Marsu
Velké žlaby (dlouhé úzké prohlubně) se v zeměpisném jazyce používaném pro Mars nazývají fossae. Žlaby se tvoří, když je kůra napnutá, dokud se nerozbije. Protahování může být způsobeno velkou hmotností nedaleké sopky. Krátery Fossae / pit jsou běžné u sopek v systému sopek Tharsis a Elysium.[4] Žlab má často dvě přestávky, přičemž střední část se pohybuje dolů a po stranách zanechává strmé útesy; takový žlab se nazývá a chytit.[5] Lake George, na severu Stát New York je jezero, které sedí v zajetí. Studie zjistily, že na Marsu může být porucha hluboká až 5 km, to znamená, že zlom ve skále klesá až na 5 km. Trhlina nebo chyba se navíc někdy rozšíří nebo rozšíří. Toto rozšíření způsobí vznik prázdnoty s relativně velkým objemem. Když materiál sklouzne do prázdna, vytvoří se kráter jámy nebo řetěz kráteru jámy. Kráterové jámy nemají kolem sebe ráfky ani vysunutí, jako to mají krátery s nárazem. Na Marsu se jednotlivé krátery mohou spojit a vytvořit řetězy nebo dokonce žlaby, které jsou někdy zapečené.[6] Byly navrženy další nápady pro tvorbu foss a kráterů. Existují důkazy, že jsou spojeny s hrázemi magma. Magma by se mohla pohybovat podél, pod povrchem, rozbití skály a hlavně roztavení ledu. Výsledná akce by způsobila vznik trhliny na povrchu. Kráterové jámy nejsou na Zemi běžné. Sinkholes, kde země padá do díry (někdy uprostřed města), připomínají krátery na Marsu. Na Zemi jsou však tyto díry způsobeny vápenec rozpuštěním, což způsobí prázdnotu.[6][7][8] Tyrrhenus Mons má nějaké krásné fossy a krátery jámy. Tyto funkce jsou snadno viditelné na obrázku galerie níže, který získal HiRISE.
Znalost umístění a mechanismů formování kráterů a fosí je důležitá pro budoucí kolonizaci Marsu, protože to mohou být vodní nádrže.[9]
Krátery
Důležitost kráterů
Hustota impaktních kráterů se používá k určení povrchového stáří Marsu a dalších těles sluneční soustavy.[10] Čím starší povrch, tím více kráterů. Tvary kráteru mohou odhalit přítomnost ledu.
Oblast kolem kráterů může být bohatá na minerály. Na Marsu teplo z nárazu roztaví led v zemi. Voda z tajícího ledu rozpouští minerály a poté je ukládá do trhlin nebo poruch, které vznikly při nárazu. Tento proces, nazývaný hydrotermální alterace, je hlavním způsobem výroby rudních ložisek. Oblast kolem marťanských kráterů může být bohatá na užitečné rudy pro budoucí kolonizaci Marsu.[11]
Deprese na podlaze kráteru, jak ji vidí HiRISE pod Program HiWish. Tato scéna je na následujících dvou obrázcích zvětšena.
Detail deprese na podlaze kráteru, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish.
Detail západního okraje deprese kráteru, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish.
Duny v kráteru, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish. Některé z těchto dun jsou Barchans.
Duny mezi krátery, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish. Některé z těchto dun jsou Barchans. Výzkum publikovaný v Ikaru uvedl, že duny v kráteru Hershel se pohybovaly o 0,8 mv časovém rozpětí 3,7 pozemských let. Rovněž bylo zjištěno, že zvlnění duny se v tomto časovém období pohnulo o 1,1 m. Jiné duny mohou vykazovat podobné množství pohybu.[12]
Hydrotermální vlastnosti v Auki
Kráter Auki ukazuje hřebenové sítě, které jsou považovány za důkaz hydrotermálních procesů, ke kterým došlo po nárazu. Dopady lomí horninu a vytvářejí obrovské množství tepla. Na Marsu může toto teplo způsobit roztavení ledu a potom výsledná voda přes trhliny vznikající při nárazu. Tato voda nakonec usadí minerály. Při erozi okolní půdy se ložiska minerálů mohou projevit. Takto vytvořená ložiska jsou odolnější vůči erozi.
Vědci spekulovali, že tyto hydrotermální účinky by na Marsu měly být běžné.[13] Hřebeny nalezené ve středu Auki a kolem něj jsou důkazem. Tento kráter obsahuje hřebeny, které mohly vzniknout po zlomeninách vzniklých při nárazu. Používání nástrojů na Mars Reconnaissance Orbiter našli minerály smektit, oxid křemičitý, zeolit, hadí, uhličitan a chloritany, které jsou běžné v nárazem vyvolaných hydrotermálních systémech na Zemi.[14][15][16][17][18][19] Další důkazy o hydrotermálních systémech po nárazu od Marsu od jiných vědců, kteří studovali další marťanské krátery.[20][21][22]
Topografická mapa zobrazující umístění kráteru Auki a dalších blízkých objektů. Barva ukazuje nadmořskou výšku.
Široký pohled na Auki, jak jej vidí CTX
Blízký pohled na střední část Auki, jak je vidět pomocí HiRISE Arrow, označuje hřebeny. Písečné duny jsou přítomny v horní části obrázku.
Detailní pohled na hřebeny z předchozího obrazu HiRISE Šipka označuje hřeben ve tvaru písmene „X“.
Zavřít pohled na střední část Auki zobrazující hřebeny se šipkou Obrázek je zvětšením předchozího obrázku HiRISE.
Kanály
Existují obrovské důkazy o tom, že voda jednou tekla v údolích a kanálech řek na Marsu. Snímky zakřivených kanálů byly pozorovány na snímcích z kosmické lodi Marsu z počátku sedmdesátých let pomocí orbiteru Mariner 9.[23][24][25][26] Vallis (množný Valles) je latinský slovo pro údolí. Používá se v planetární geologie pro pojmenování landform funkce na jiných planetách, včetně toho, co by mohla být stará říční údolí, která byla objevena na Marsu, když byly sondy poprvé vyslány na Mars. Vikingští orbitáři způsobili revoluci v našich představách o voda na Marsu; v mnoha oblastech byla nalezena obrovská říční údolí. Kamery kosmických lodí ukázaly, že záplavy vody prorazily přehrady, vytesaly hluboká údolí, erodovaly drážky do skalního podloží a ujely tisíce kilometrů.[27][28][29] Některé údolí na Marsu (Mangala Vallis, Athabasca Vallis, Granicus Vallis a Tinjar Valles) zjevně začínají chytat. Na druhou stranu, některé z velkých výtokových kanálů začínají v sutinami vyplněných nízkých oblastech zvaných chaos nebo chaotický terén. Předpokládá se, že pod tlakem pod silnou kryosférou (vrstvou zmrzlé země) bylo pod tlakem zachyceno obrovské množství vody, poté byla voda náhle uvolněna, možná když byla kryosféra zlomena chybou.[30][Citace je zapotřebí ][31]
Malý meandrující kanál v korytě většího kanálu. Voda pravděpodobně erodovala dva kanály v různých časech. Obrázek z HiRISE v rámci programu HiWish.
Kanál v Ausonia Mensa, jak je vidět na HiRISE v rámci programu HiWish.
Licus Vallis, jak to vidí HiRISE
Kanál, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish.
Lineární hřebenové sítě
Lineární hřebenové sítě se nacházejí na různých místech na Marsu v kráterech a kolem nich.[32] Hřebeny se často objevují jako většinou přímé segmenty, které se protínají mřížovitě. Jsou stovky metrů dlouhé, desítky metrů vysoké a několik metrů široké. Předpokládá se, že dopady vytvořily zlomeniny na povrchu, tyto zlomeniny později fungovaly jako kanály pro tekutiny. Tekutiny stmelily struktury. Postupem času byl okolní materiál rozrušen a zanechal po sobě tvrdé hřebeny. Vzhledem k tomu, že se hřebeny vyskytují na místech s jílem, mohly by tyto útvary sloužit jako značka pro jíl, který pro svůj vznik vyžaduje vodu.[33][34][35] Voda zde mohla podpořit minulý život na těchto místech. Jíl může také uchovávat fosilie nebo jiné stopy minulého života.
Lineární hřebenová síť, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Široký pohled na několik skupin lineárních hřebenů, jak je vidět v HiRISE v rámci HiWish programu
Boční pohled na zakřivené hřebeny, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish Poznámka: toto je zvětšení předchozího obrázku.
Zavřít pohled na hřebeny z předchozího obrázku, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish
Bližší pohled na hřebeny z předchozího obrázku, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish Šipky označují zlomeniny v hřebeni
Bloky se pravděpodobně vytvořily po štěpení v hřebenech Obrázek, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish
Široký pohled na hřebenové sítě, jak je vidíme na HiRISE v rámci programu HiWish. Části tohoto jsou zvětšeny na dalších třech obrázcích.
Zavřít pohled na hřebenové sítě, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish
Zavřít pohled na hřebenové sítě, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish
Bližší pohled na hřebenové sítě, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish. Protože některé hřebeny jsou ve spodní části deprese, mohou být hřebeny ze spodní vrstvy.
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.[36][37] Černý písek lze na Zemi najít Havaj a na některých tropických ostrovech jižního Pacifiku.[38] Písek je na Marsu běžný kvůli stáří povrchu, který umožnil erozi hornin v písek. Bylo pozorováno, že duny na Marsu se pohybují mnoho metrů.[39][40] Některé duny se pohybují podél. 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).[41]Když jsou obrázky zvětšeny, některé duny na Marsu zobrazují vlnění na svých površích.[42] 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.
Duny, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Zavřít pohled na duny, jak je vidět HiRISE v rámci programu HiWish
Blízký, barevný pohled na duny z pohledu HiRISE v rámci programu HiWish Na povrchu duny jsou viditelné zvlnění.
Duny, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Zavřít pohled na duny, jak je vidět HiRISE v rámci programu HiWish
Široký pohled na duny mezi malými krátery, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish
Blízký pohled na dunu, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Vrstvy
Mnoho míst na Marsu ukazuje kameny uspořádané ve vrstvách. Hornina může vytvářet vrstvy různými způsoby. Sopky, vítr nebo voda mohou vytvářet vrstvy.[43]
Široký pohled na vrstvené funkce, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish
Layered features, as seen by HiRISE under HiWish program
Layered features, as seen by HiRISE under HiWish program Arrows show where some levels are.
Layered features, as seen by HiRISE under HiWish program
Vrstvy ve stěně kráteru, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish
Vrstvy, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Sloupové spojování
Lávové proudy někdy chladnou a vytvářejí velké skupiny více či méně stejně velkých sloupců.[44][45] Tyto klouby byly vidět na Marsu.[46]
Široký pohled na kráter se sloupovitým spojováním, který je viditelný na zvětšených obrázcích, které následují po snímku pořízeném pomocí HiRISE.
Stěna kráteru se sloupovitým spojením v místě pole Sloupové spoje jsou snadno vidět na následujícím zvětšeném obrázku. Snímek pořízený pomocí HiRISE.
Zavřít pohled na stěnu kráteru se sloupovým spojením označeným Obrázek pořízený pomocí HiRISE.
Sloupové spojení na Zemi.
Sloupové spojení na Zemi.
Sloupkový spoj Yellowstonský národní park.
Další pohledy do čtyřúhelníku Mare Tyrrhenum
Mapa čtyřhranu Mare Tyrrhenum. Tyrrhenus Mons je hlavní sopka.
The Ausonia Montes v Mare Tyrrhenum z pohledu CTX.
Tyrrhenus Mons, jak ho vidí HiRISE a který navrhl středoškolský astronomický klub Ehsana Sanaeiho v yazdu v Íránu. Kliknutím na obrázek zobrazíte vynikající výhled na řetězy kráterů a soustředné prvky kolem sopky.
Široký pohled na hřebeny, které jsou většinou zakřivené. Snímek pořízený programem HiRISE v rámci programu HiWish
Většinou zakřivené hřebeny Snímek pořízený programem HiRISE v rámci programu HiWish
Hřebeny různých velikostí, některé označené šipkami, jsou rovné. Snímek pořízený programem HiRISE v rámci programu HiWish
Většinou zakřivené hřebeny Snímek pořízený programem HiRISE v rámci programu HiWish
Hřebeny, z nichž některé vypadají, že mají vrstvy Obrázek pořízený programem HiRISE v rámci programu HiWish
Široký pohled na lineární funkce, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish
Bližší pohled na lineární prvky, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish
Zavřít, barevné zobrazení lineárních prvků, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish
Sesuv půdy, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Kráter, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish Zdá se, že podlaha některé klesla.
Ejecta laloky v kráteru, jak je vidět HiRISE v rámci programu HiWish
Zlomená podlaha kráteru, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Ostatní čtyřúhelníky Marsu
Interaktivní mapa Marsu

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.
- ^ Hartmann, W. 2003. Průvodce cestovatele po Marsu. Workman Publishing. NY NY.
- ^ Carr, M. 2007. Povrch Marsu. Cambridge University Press. New York. ISBN 978-0-521-87201-0
- ^ Skinner, J., L. Skinner a J. Kargel. 2007. Přehodnocení resurfacingu založeného na hydrovulkanismu v oblasti Marsu v Galaxias Fossae. Lunar and Planetary Science XXXVIII (2007)
- ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_008641_2105
- ^ A b Wyrick, D., D. Ferrill, D. Sims a S. Colton. 2003. Distribuce, morfologie a strukturální asociace řetězů kráterů na Marsu. Lunar and Planetary Science XXXIV (2003)
- ^ http://www.swri.edu/4org/d20/DEMPS/planetgeo/planetmars.html[trvalý mrtvý odkaz ]
- ^ http://www.msss.com/mars_images/moc/2004/01/29/index.html
- ^ Ferrill, D., D. Wyrick, A. Morris, D. Sims a N. Franklin. 2004. Dilatační závada a tvorba řetězů v boxech na Marsu 14: 10: 4-12
- ^ http://www.lpi.usra.edu/publications/slidesets/stones/
- ^ http://www.indiana.edu/~sierra/papers/2003/Patterson.html.
- ^ Cardinale, M., S. Silvestro, D. Vazd, T. Michaels, M. Bourke, G. Komatsu, L. Marinangeli. 2016. Současná aolická aktivita v kráteru Herschel na Marsu. Ikar: 265, 139-148.
- ^ Osinski, G. a kol. 2013. Nárazem generované hydrotermální systémy na Zemi a Marsu. Ikar: 224, 347-363.
- ^ Carrozzo, F. a kol. 2017. Geologie a mineralogie kráteru Auki, Tyrrhena Terra, Mars: Možný hydrotermální systém po nárazu. 281: 228-239
- ^ Loizeau, D. a kol. 2012. Charakterizace výchozů hydratovaných silikátů v Tyrrhena Terra, Mars: důsledky pro historii změn Marsu. Icarus: 219, 476-497.
- ^ Naumov, M. 2005. Hlavní rysy systémů hydrotermální cirkulace generovaných nárazem: mineralogické a geochemické důkazy. Geofluidy: 5, 165-184.
- ^ Ehlmann, B. a kol. 2011. Důkazy pro metamorfózu nízkého stupně, hydrotermální alteraci a diagenezi na Marsu z fylosilikátových minerálních sdružení. Clay Clay Miner: 59, 359-377.
- ^ Osinski, G. a kol. 2013. Nárazem generované hydrotermální systémy na Zemi a Marsu. Ikar: 224, 347-363.
- ^ Schwenzer, S., D. Kring. 2013. Alterační minerály v hydrotermálních systémech generovaných nárazem - zkoumání variability hostitelských hornin. Icarus: 226, 487-496.
- ^ Marzo, G. a kol. 2010. Důkazy o hesperiánském nárazu vyvolaném hydrotermismu na Marsu. Ikar: 667-683.
- ^ Mangold, N., et al. 2012. Hydrotermální změna v impaktu kráteru pozdní hesperie na Marsu. 43. lunární a planetární věda. # 1209.
- ^ Tornabene, L. a kol. 2009. Parautochtonní megabreccie a možné důkazy o hydrotermálních změnách vyvolaných nárazem v kráteru Holden, Mars. 40. LPSC. # 1766.
- ^ Baker, V. 1982. Kanály Marsu. Univ. of Tex. Press, Austin, TX
- ^ Baker, V., R. Strom, R., V. Gulick, J. Kargel, G. Komatsu, V. Kale. 1991. Starověké oceány, ledové příkrovy a hydrologický cyklus na Marsu. Příroda 352, 589–594.
- ^ Carr, M. 1979. Tvorba marťanských povodňových charakteristik uvolňováním vody z uzavřených kolektorů. J. Geophys. Res. 84, 2995–300.
- ^ Komar, P. 1979. Srovnání hydrauliky vodních toků v odtokových kanálech Marsu s průtoky podobného rozsahu na Zemi. Ikar 37, 156–181.
- ^ Hugh H. Kieffer (1992). Mars. University of Arizona Press. ISBN 978-0-8165-1257-7. Citováno 7. března 2011.
- ^ Raeburn, P. 1998. Odhalení tajemství rudé planety Mars. National Geographic Society. Washington DC.
- ^ Moore, P. a kol. 1990. Atlas sluneční soustavy. Mitchell Beazley Publishers NY, NY.
- ^ Carr, M. 1979. Tvorba povodňových charakteristik Marsu uvolňováním vody z uzavřených kolektorů. J. Geophys. Res. 84: 2995-3007.
- ^ Hanna, J. a R. Phillips. 2005. Tektonické tlakování vodonosných vrstev při formování Mangaly a Athabascy Valles na Marsu. LPSC XXXVI. Abstraktní 2261.
- ^ Head, J., J. Mustard. 2006. Breccia hráze a poruchy kráterů v impaktních kráterech na Marsu: Eroze a expozice na dně kráteru o průměru 75 km na hranici dichotomie, Meteorit. Planet Science: 41, 1675-1690.
- ^ Mangold a kol. 2007. Mineralogie oblasti Nili Fossae s údaji OMEGA / Mars Express: 2. Vodná alterace kůry. J. Geophys. Res., 112, doi: 10.1029 / 2006JE002835.
- ^ Mustard et al., 2007. Mineralogie regionu Nili Fossae s údaji OMEGA / Mars Express: 1. Starodávná dopadová tavenina v povodí Isidis a důsledky pro přechod z Noachian do Hesperian, J. Geophys. Res., 112.
- ^ Mustard et al., 2009. Složení, morfologie a stratigrafie Noachianovy kůry kolem pánve Isidis, J. Geophys. Res., 114, doi: 10.1029 / 2009JE003349.
- ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/ESP_016459_1830
- ^ Michael H. Carr (2006). Povrch Marsu. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-87201-0. Citováno 21. března 2011.
- ^ 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
- ^ „HiRISE | Vědecký experiment se zobrazováním ve vysokém rozlišení“. Hirise.lpl.arizona.edu?psp_008437_1750. Citováno 2012-08-04.
- ^ http://volcano.oregonstate.edu/columnar-jointing
- ^ Bates, R. a J. Jackson (eds.) 1976. Slovník geologických pojmů. Doubleday, New York.
- ^ McEwen, A. a kol. 2017. Mars Pristine Beauty of the Red Planet. University of Arizona Press. Tucson.
- ^ 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.
Další čtení
- Lorenz, R. 2014. The Dune Whisperers. Planetární zpráva: 34, 1, 8-14
- Lorenz, R., J. Zimbelman. 2014. Dune Worlds: How Windblown Sand Shapes Planetary Landscapes. Springer Praxis Books / Geofyzikální vědy.
externí odkazy
- Video s vysokým rozlišením Seán Doran z přeletu části severního středního Mare Tyrrhenum čtyřúhelníku, včetně Tinto Vallis a Amenthes Planum (pokračuje přes rovník do Amenthesův čtyřúhelník )
|