Marťanský chaosový terén - Martian chaos terrain

Terén chaosu na Marsu je výrazný; nic na Zemi se tomu nevyrovná. Terén chaosu obvykle sestává z nepravidelných skupin velkých bloků, o průměru několika desítek kilometrů a vysokých sto a více metrů. Nakloněné a ploché zakončené bloky vytvářejí prohlubně hluboké stovky metrů.[1] Chaotická oblast může být rozpoznána krysím hnízdem stolových hor, kopců a kopců, protkaných údolími, které místy vypadají téměř vzorované.[2][3][4] Některé části této chaotické oblasti se úplně nezhroutily - stále se formují do velkých hor, takže mohou stále obsahovat vodní led.[5] Oblasti chaosu vznikly už dávno. Počítáním kráterů (více kráterů v dané oblasti znamená starší povrch) a studiem vztahů údolí s jinými geologickými rysy vědci dospěli k závěru, že kanály vytvořené před 2,0 až 3,8 miliardami let.[6]

Místa

Hlavní článek: Seznam oblastí terénu chaosu na Marsu

Největší koncentrace chaotického terénu jsou na stejných místech jako obří starodávná říční údolí. Protože se zdá, že tolik velkých kanálů pochází z chaotického terénu, je všeobecně věřeno, že chaosový terén je způsoben vodou vycházející ze země v podobě mohutných povodní.[7][8] Většina chaotického terénu existuje na vysočině Marsu, jižně od Chryse Planitia, v Čtyřúhelník Oxia Palus a podél Marťanská dichotomie. Některé oblasti chaosu však lze nalézt v Čtyřúhelník Margaritifer Sinus, Phaethontis čtyřúhelník, a Lunae Palus čtyřúhelník.

Teorie formování

Bylo vyvinuto mnoho různých teorií o tom, jak se při vzniku chaotického terénu uvolňovaly záplavy vody. Byly nalezeny důkazy o zapojení vody - minerály spojené s vodou, například šedá, krystalická hematit a fylosilikáty jsou přítomny v oblastech chaosu.[9] Mnoho vysvětlení pro vznik chaosu zahrnuje náhlé roztavení obřích zásobníků ledu. Někteří vědci naznačují, že zmrzlá vrstva zvaná kryosféra se vyvíjela po dlouhou dobu a pak ji něco způsobilo, že praskla a náhle se roztavila. Událostí prasknutí mohly být dopady,[10]pohyby magmatu,[11][12] seismická aktivita,[13] sopečné tektonické kmeny,[14] zvýšený tlak pórů nebo disociace klatráty.[15][16][17][18] Klatrát složený z oxidu uhličitého a methanu se mohl výbušně disociovat, čímž zkapalnil sedimenty nasycené vodou. Variací této myšlenky na kryosféru je, že spolu s kryosférou byla vytvořena vodonosná vrstva. Jak se přidávalo stále více ledu, což vedlo k tlustší kryosféře, voda ve vodonosné vrstvě byla pod tlakem.[19] Když něco jako náraz nebo pohyb magmatu rozbilo nebo roztavilo kryosféru, byly pod velkým tlakem vypuštěny záplavy vody. Další výpočty však ukázaly, že velké kanály nemohly být vyrobeny pouze s jediným výbojem.[20] Pozdější návrhy rozšířily představu, že geologické tvary přítomné v oblastech chaosu mohly být vytvořeny řadou více než 100 povodňových událostí.[21]

Tání zakopaného ledu

V poslední době vědci navrhli způsoby, jak formovat chaos bez nutnosti speciální spouštěcí události. Tanja Zegers a další vypočítali, že pouhé zakopání sedimentů bohatých na led by mohlo mít za následek uvolnění obrovského množství vody vedoucí k tvorbě velkých povodí, která jsou spojena s většinou teras chaosu. Skupina studovala Aram Chaos, velká oblast chaosu, která pravděpodobně začala jako velký impaktní kráter. V jejich modelu se materiál bohatý na led akumuloval v kráteru a poté byl pokryt sedimentem, což zabraňovalo tomu, aby led zmizel do tenké atmosféry. Nakonec teplo z hlubokého podpovrchu spolu s izolačními vlastnostmi krycí vrstvy vytvořilo silnou vodní vrstvu. Vzhledem k tomu, že husté materiály mají tendenci klesat do vody, překrývající se skála pod napětím. Hustá skalnatá čepice se rozpadla na různě velké nakloněné bloky. Roztavená voda šla na vrchol a vytvořila kanál, který čím dál více erodoval, jak voda tekla ven. Spolu s vodou z jiných chaotických oblastí by bylo dost erozivní síly k vyřezávání velkých údolí řek, která nyní pozorujeme.[22] Existuje dostatek důkazů o pohřbených usazeninách ledu ve formě ledovců, které jsou uchovány pod tenkou vrstvou skály a špíny.[23]

  • Tyto kresby ukazují stádia formování aramského chaosu a pravděpodobně mnoha dalších chaotických terénů podle modelu pokročilého Zegersem a kol. 2010.[22] Kliknutím na obrázky zobrazíte další podrobnosti.

  • Ledovec z pohledu HiRISE pod Program HiWish. Plocha v obdélníku je na další fotografii zvětšena. Nahoře zóna akumulace sněhu. Ledovec se pohybuje dolů údolím a poté se rozprostírá na pláni. Důkazy o proudění pocházejí z mnoha čar na povrchu. Poloha je v Protonilus Mensae v Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Zvětšení oblasti v obdélníku předchozího obrázku. Na Zemi by se hřeben nazýval terminální morénou alpského ledovce. Snímek pořízený programem HiRISE v rámci programu HiWish. Obrázek z Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

Také se zdá, že Mars měl mnoho dob ledových, ve kterých byl led uložen a později pohřben. Tyto doby ledové jsou způsobeny častými velkými změnami sklonu planety.[24] Sklon osy rotace Marsu je velmi variabilní kvůli nedostatku velkého měsíce.[25][26][27] Pozorování mnoha kráterů ukázaly, že mnoho kráterů je většinou plných sedimentů - led by mohl být jedním ze sedimentů. Mnoho kráterů se jeví jako velmi mělké, ale pozorování mladších kráterů prokázala, že nárazové krátery začínají jako jakýsi tvar misky; kráter, který dnes vypadá povrchně, byl proto pravděpodobně naplněn sedimenty.[28][29] Výzkum publikovaný Rodriguezem a dalšími v roce 2005 naznačil, že podpovrchová vrstva Marsu obsahuje nahromadění starých kráterů, které mohou být naplněny vodou nebo ledem.[30]

  • Kráter, který byl pohřben v jiném věku a nyní je vystaven erozi, jak je patrné z Mars Global Surveyor. To je důkaz, že na povrchu Marsu může být mnoho pohřbených kráterů.

  • Dobře vyvinuté prohlubně, které vidí HiRISE pod Program HiWish. Dutiny jsou na dně kráteru s koncentrickou výplní kráteru. Dutiny se vyvíjejí kvůli pohybům ledově bohatého sedimentu. Mohou tam být stovky metrů ledu pokryté tenkou vrstvou sedimentů. Poloha je Čtyřúhelník Casius.

Sublimace vrstvy bohaté na led

Některé oblasti chaosu mohly být vytvořeny jinými prostředky. Galaxias Chaos se liší od mnoha jiných chaotických oblastí. Nemá související odtokové kanály a nevykazuje velký výškový rozdíl mezi ním a okolní pevninou, jako většina ostatních oblastí chaosu. Výzkum Pedersena a Heada, publikovaný v roce 2010, naznačuje, že Galaxias Chaos je místem sopečného toku, který pohřbil vrstvu bohatou na led, zvanou Vastitas Borealis Formation (VBF).[31] Obecně se věří, že VBF je zbytek z materiálů bohatých na vodu usazený při velkých povodních.[32][33] VBF mohla mít různou tloušťku a mohla obsahovat různá množství ledu. V řídké atmosféře Marsu by tato vrstva pomalu zmizela sublimací (změnou z pevné látky přímo na plyn). Jelikož některé oblasti by sublimovaly více než jiné, horní lávový uzávěr by nebyl rovnoměrně podepřen a praskl by. Praskliny / žlaby mohly začít sublimací a smršťováním podél okrajů lávového uzávěru. Stres z podkopání okraje víčka by způsobil praskliny v víčku. Místa s prasklinami by prošla větší sublimací, pak by se praskliny rozšířily a vytvořily hranatý terén charakteristický pro oblasti chaosu. Procesu sublimace mohlo napomáhat teplo (geotermální tok) z pohybů magmatu. Existují sopky, jmenovitě Elysium Montes a Hecates Tholus, poblíž kterých jsou s největší pravděpodobností obklopeny hráze, který by zahřál zem. Také teplejší období v minulosti by zvýšilo množství vody sublimující ze země.[10]

  • Tato série kreseb ukazuje další model formování marťanského chaosu, jak navrhli Pedersen a Head 2011[10] Množství sublimace je přehnané, aby se zlepšilo porozumění. Kliknutím na obrázek zobrazíte další podrobnosti.

  • Galaxias Chaos jak je vidět na CTX. Scéna na dalším snímku je součástí tohoto obrázku.

  • Galaxias Chaos z pohledu HiRISE.

Důležitost

Terén chaosu se zdá být silným důkazem velkého množství vody tekoucí na Marsu v minulosti. Část terénu není úplně rozbitá, takže uvnitř některých bloků možná existuje zmrzlá voda.

Galerie

Oblasti chaosu ve čtyřúhelníku Margaritifer Sinus

  • Mapa Čtyřúhelník Margaritifer Sinus s hlavními funkcemi označenými. Aureum Chaos se nachází v horní části mapy.

  • Iani Chaos, jak to vidí THEMIS. Písek z erodujících se stěn pokrývá světlejší podlahový materiál. Kliknutím na obrázek zobrazíte vztah Iani Chaosu k dalším místním funkcím. Obrázek ze čtyřúhelníku Margaritifer Sinus.

  • Terén chaosu, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish Umístění je Čtyřúhelník Margaritifer Sinus

Regiony chaosu v čtyřúhelníku Oxia Palus

  • Čtyřúhelníková mapa Oxia Palus označená jako hlavní rysy. Tento čtyřúhelník obsahuje mnoho zhroucených oblastí chaosu a mnoho odtokových kanálů (stará údolí řek).

  • Tografická mapa oblasti Oxia Palus na Marsu zobrazující umístění řady oblastí chaosu

  • Eroze dovnitř Aram Chaos, jak to vidí THEMIS. Obrázek v Čtyřúhelník Oxia Palus.

  • Bloky v Aramu ukazující možný zdroj vody, jak je vidět THEMIS. Obrázek v čtyřúhelníku Oxia Palus.

  • Badlands of Aram Chaos

  • Východní patro aramského chaosu

  • Hydraotes Chaos, jak to vidí HiRISE. Kliknutím na obrázek zobrazíte kanály a vrstvy. Měřítko je dlouhé 1000 metrů. Obrázek v čtyřúhelníku Oxia Palus.

  • Hydaspis Chaos, jak to vidí HiRISE. Obrázek v čtyřúhelníku Oxia Palus.

  • Světle zbarvené vrstvy Eos chaos, jak to vidí HiRISE. Obrázek je v Čtyřúhelník Oxia Palus.

Regiony chaosu v Phaethontis quadrangle

  • Mapa Phaethontis čtyřúhelníku. Kliknutím zvětšíte a zobrazíte některá jména kráterů. Gorgonum Chaos se nachází v horní části mapy.

  • Gorgonum Chaos jak to vidí Mars Reconnaissance Orbiter HiRISE. Obrázek je široký 4 km. Obrázek v Phaethontis čtyřúhelník.

  • Atlantis Chaos, jak to vidí HiRISE. Kliknutím na obrázek zobrazíte krytí pláště a možné vpusti. Tyto dva obrázky jsou odlišné části původního obrázku. Mají různé váhy. Obrázek v Phaethontis čtyřúhelníku.

Regiony chaosu ve čtyřúhelníku Lunae Palus

1. dubna 2010 NASA zveřejnila první obrázky pod Program HiWish ve kterém prostě obyčejní lidé navrhovali místa, kde by HiRISE fotografoval. Jedním z osmi míst byl Aureum Chaos.[34] První obrázek níže poskytuje široký pohled na oblast. Další dva obrázky pocházejí z obrázku HiRISE.[35]

  • THEMIS obraz širokoúhlého zobrazení následujících obrázků HiRISE. Černá skříňka zobrazuje přibližné umístění obrázků HiRISE. Tento obrázek je jen částí rozsáhlé oblasti známé jako Aureum Chaos. Kliknutím na obrázek zobrazíte další podrobnosti.

  • Aureum Chaos, jak jej vidí HiRISE, v rámci programu HiWish.

  • Zblízka pohled na předchozí obrázek, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Malé kulaté tečky jsou balvany.

  • Široký výhled na obrovské kaňony v Aureum Chaos, jak to vidí THEMIS. Vpusti jsou v této zeměpisné šířce vzácní. Obrázek z Čtyřúhelník Margaritifer Sinus.

Viz také

Reference

  1. ^ Meresse, S .; et al. (2008). “Vznik a vývoj chaotických terénů poklesem a magmatismem: Hydraotes Chaos, Mars”. Icarus. 194 (2): 487–500. Bibcode:2008Icar..194..487M. doi:10.1016 / j.icarus.2007.10.023.
  2. ^ Sharp, R. (1973). „Mars: Rozbouřené a chaotické terény“ (PDF). J. Geophys. Res. 78 (20): 4073–4083. Bibcode:1973JGR .... 78,4073S. doi:10.1029 / JB078i020p04073.
  3. ^ Carr, M. 2006. Povrch Marsu. Cambridge University Press. ISBN  978-0-521-87201-0
  4. ^ Zapomeňte na F. a kol. 2006. Příběh planety Mars z jiného světa. Praxis Publishing, Chichester, Velká Británie. ISBN  978-0-387-48925-4
  5. ^ http://themis.asu.edu/features/aramchaos
  6. ^ http://themis.asu.edu/feature/51
  7. ^ Carr, M. 1978. Tvorba marťanských povodňových charakteristik uvolňováním vody z uzavřených kolektorů. Technické memorandum NASA 79729 260-262.
  8. ^ Carr, M. (1979). "Tvorba marťanských povodňových prvků uvolněním vody z uzavřených vodonosných vrstev". J. Geophys. Res. 84: 2995–3007. Bibcode:1979JGR .... 84,2995C. doi:10.1029 / JB084iB06p02995.
  9. ^ Glotch, Timothy D. (2005). „Geologické a mineralogické mapování Aram Chaosu: Důkazy pro historii bohatou na vodu“. Journal of Geophysical Research. 110. Bibcode:2005JGRE..11009006G. doi:10.1029 / 2004JE002389.
  10. ^ A b C Pedersen, G .; Head, J. (2011). „Tvorba chaosu sublimací substrátu bohatého na těkavé látky: důkazy z Galaxias Chaos, Mars“. Icarus. 211 (1): 316–329. Bibcode:2011Icar..211..316P. doi:10.1016 / j.icarus.2010.09.005.
  11. ^ Chapman, M .; Tanaka, K. (2002). „Související interakce magmatu a ledu: Možný původ chaosu chaosu a povrchových materiálů v Xanthe, Margaritifer a Merdiani Terrae, Mars“. Icarus. 155 (2): 324–339. Bibcode:2002Icar..155..324C. doi:10.1006 / icar.2001.6735.
  12. ^ Head, J. a L. Wilson. 2002. Mars: Přehled a syntéza obecného prostředí a geologických nastavení interakcí Magma-H2O. In: SmeilieJ. A M. Chapman. (EDS.) Interakce sopečného ledu na Zemi a Marsu. Geologická společnost. Londýn
  13. ^ Tanaka, K. (1999). "Původ trosek pro vklady Simud / Tiu na Marsu". J. Geophys. Res. 104: 8637–8652. Bibcode:1999JGR ... 104.8637T. doi:10.1029 / 98JE02552.
  14. ^ Cabrol, Nathalie A .; et al. (1997). „Model generování odtoku hydrotermální podtlakovou drenáží ve vulkánsko-tektonickém prostředí. Shalbatana Vallis (Mars)“. Icarus. 125 (2): 455–464. Bibcode:1997Icar..125..455C. doi:10.1006 / icar.1996.5625.
  15. ^ Milton, DJ (1974). „Hydrát oxidu uhličitého a povodně na Marsu“. Věda. 183 (4125): 654–656. Bibcode:1974Sci ... 183..654M. doi:10.1126 / science.183.4125.654. PMID  17778840. S2CID  26421605.
  16. ^ Hoffmann, H. (2000). „White Mars: Nový model pro povrchový a atmosférický CO2 na Marsu“. Icarus. 146 (2): 326–342. Bibcode:2000Icar..146..326H. doi:10.1006 / icar.2000.6398.
  17. ^ Komatsu, G. a kol. 2000. Hypotéza vzniku chaotického terénu: Výbušný odplyn a odtok disociací klatrátu na Marsu. Měsíční planeta. Sci. XXXI. 1434.
  18. ^ Rodriguez, J. A. P .; Kargel, Jeffrey; Crown, David A .; Bleamaster, Leslie F .; Tanaka, Kenneth L .; Baker, Victor; Miyamoto, Hideaki; Dohm, James M .; Sasaki, Sho; Komatsu, Goro (2006). „Hlavním růstem chasmata těkavými výbuchy, kolapsem a odtokem: Důkazy z chaosu Gangy, Marsu“. Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 33 (18): 18203. Bibcode:2006GeoRL..3318203R. doi:10.1029 / 2006 GL026275.
  19. ^ Clifford, S. (1993). "Model hydrologického a klimatického chování vody na březích". J. Geophys. Res. 98 (E6): 10973–11016. Bibcode:1993JGR .... 9810973C. doi:10.1029 / 93JE00225.
  20. ^ Baker, V. (2001). „Voda a marťanská krajina“. Příroda. 412 (6843): 228–236. doi:10.1038/35084172. PMID  11449284.
  21. ^ Harrison, Keith P .; Grimm, Robert E. (2008). Msgstr "Více zaplavovacích událostí v odtokových kanálech Marsu". Journal of Geophysical Research. 113 (E2): E02002. Bibcode:2008JGRE..113.2002H. doi:10.1029 / 2007je002951.
  22. ^ A b Zegers, T .; et al. (2010). „Tání a zhroucení pohřbeného vodního ledu: Alternativní hypotéza pro vznik chaotických terénů na Marsu“. Dopisy o Zemi a planetách. 297 (3–4): 496–504. Bibcode:2010E & PSL.297..496Z. doi:10.1016 / j.epsl.2010.06.049.
  23. ^ Head, J .; Neukum, G .; Jaumann, R .; Hiesinger, H .; Hauber, E .; Carr, M .; Masson, P .; Foing, B .; Hoffmann, H .; et al. (2005). „Tropická akumulace sněhu a ledu, tok a zalednění na Marsu od tropických po střední šířku“. Příroda. 434 (7031): 346–350. Bibcode:2005 Natur.434..346H. doi:10.1038 / nature03359. PMID  15772652. S2CID  4363630.
  24. ^ Head, J .; et al. (2006). „Rozsáhlé údolní ledovcové usazeniny v severních středních zeměpisných šířkách Marsu: důkazy o změně klimatu způsobené pozdní amazonskou šikmostí“. Planeta Země. Sci. Lett. 241 (3–4): 663–671. Bibcode:2006E & PSL.241..663H. doi:10.1016 / j.epsl.2005.11.016.
  25. ^ Madeleine, J. a kol. 2007. Mars: Navrhovaný klimatický scénář pro zalednění severní střední šířky. Měsíční planeta. Sci. 38. Abstrakt 1778.
  26. ^ Madeleine, J .; Zapomeň, F .; Head, James W .; Levrard, B .; Montmessin, F .; Millour, E. (2009). „Amazonské zalednění severní střední šířky na Marsu: navrhovaný klimatický scénář“ (PDF). Icarus. 203 (2): 300–405. Bibcode:2009 Icar..203..390M. doi:10.1016 / j.icarus.2009.04.037.
  27. ^ Mischna, M .; Richardson, Mark I .; Wilson, R. John; McCleese, Daniel J. (2003). „O orbitálním působení cyklů vody a CO2 na Marsu: Obecná studie cirkulačního modelu se zjednodušenými těkavými schématy“. J. Geophys. Res. 108 (E6): 5062. Bibcode:2003JGRE..108,5062M. doi:10.1029 / 2003JE002051.
  28. ^ Parker, M .; et al. (2010). "3D struktura oblasti kráteru Gusev". Dopisy o Zemi a planetách. 294 (3–4): 411–423. Bibcode:2010E & PSL.294..411P. doi:10.1016 / j.epsl.2010.01.013.
  29. ^ Kreslavsky, M .; Head, J. (2006). „Modifikace impaktních kráterů na severních pláních Marsu: důsledky pro historii amazonského podnebí“. Meteorit. Planeta. Sci. 41 (10): 1633–1646. Bibcode:2006M & PS ... 41,1633K. doi:10.1111 / j.1945-5100.2006.tb00441.x.
  30. ^ Rodríguez, Jose Alexis Palmero (2005). "Řízení nárazových kráterových lomových systémů na podpovrchovou hydrologii, poklesy půdy a kolaps, Mars". Journal of Geophysical Research. 110. Bibcode:2005JGRE..11006003R. doi:10.1029 / 2004JE002365.
  31. ^ Pedersen, G., J. Head. 2010. Tvorba chaosu sublimací substrátu bohatého na těkavé látky: Důkazy z Galaxias Chaos, Mars. Ikar: 211, 316–329.
  32. ^ 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. 107 (E12): 4-1–4-25. Bibcode:2002JGRE..107,5121K. doi:10.1029 / 2001JE001831.
  33. ^ Carr, Michael H .; Head, James W. (2003). „Oceány na Marsu: vyhodnocení pozorovacích důkazů a možného osudu“ (PDF). Journal of Geophysical Research. 108 (E5): 5042. Bibcode:2003JGRE..108,5042C. doi:10.1029 / 2002JE001963.
  34. ^ http://uahirise.org/releases/hiwish-captions.php
  35. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/ESP_016869_1775