Nilosyrtis Mensae - Nilosyrtis Mensae

Nilosyrtis Mensae
Astapus Colles.JPG
Astapus Colles Mohyly a knoflíky, jak to vidí HiRISE. Měřítko je dlouhé 500 metrů.
Souřadnice36 ° 52 'severní šířky 67 ° 54 'východní délky / 36,87 ° N 67,9 ° E / 36.87; 67.9Souřadnice: 36 ° 52 'severní šířky 67 ° 54 'východní délky / 36,87 ° N 67,9 ° E / 36.87; 67.9
Rozměry705 km napříč
Pojmenováníklasický albedo
Obrácená kráterová mesa, Nilosyrtis Mensae. To je považováno za staré impaktní kráter která byla erodována, vyplněna a poté znovu erodována, takže nyní je nízká mesa obklopen balvanitým svahem. Obrázek je široký asi 900 m.
Podloží v Nilosyrtis Mensae. Obrázek je široký asi 1,5 km. V tomto vylepšeném barevném obrázku je modrá a zelená barva obvykle způsobena mafic (bohaté na hořčík a železo) minerály, které se nemění vodou, zatímco teplejší barvy jsou způsobeny změněnými minerály, jako jsou jíly. Struktura na této scéně je složitá, od nárazu a možná fluviálních a vulkanických procesů, tektonických poruch a eroze. Jedná se o starý terén se složitou geologickou historií.[1]

Nilosyrtis Mensae je oblast Mars v Čtyřúhelník Casius. Je soustředěn na souřadnicích 36,87 ° severní šířky a 67,9 ° východní délky. Jeho západní a východní délky jsou 51,1 ° východní délky a 74,4 ° východní délky. Severní a jižní zeměpisná šířka jsou 36,87 ° severní šířky a 29,61 ° severní šířky.[2] Nilosyrtis Mensae je jen na východ od Protonilus Mensae a oba leží podél Marťanská dichotomie hranice. Jeho název byl upraven IAU v roce 1973. Název byl pojmenován po klasickém albedu a je 705 km (438 mi) napříč.

Povrch Nilosyrtis Mensae je klasifikován jako vzteklý terén. Tento terén obsahuje útesy, mesy a široká plochá údolí. Předpokládá se, že povrchové rysy byly způsobeny ledovci pokrytými troskami.[3][4] Tyto ledovce se nazývají laločnaté zástěry když obklopují mohyly a vrcholy.[5][6][7][8] Když jsou ledovce v údolích, nazývají se vyplněná údolí.[9][10][11][12]

Změna klimatu způsobila rysy bohaté na led

Po celá desetiletí se věřilo, že mnoho prvků na Marsu, včetně těch v Nilosyrtis Mensae, obsahuje velké množství ledu. Tuto myšlenku potvrdily radarové studie s SHAllow RADAR (SHARAD) na Mars Reconnaissance Orbiter. Ukázalo se, že zástěry laločnatých úlomků (LDA) a liniové údolní výplně (LVF) obsahují čistý vodní led pokrytý tenkou vrstvou hornin, které led izolovaly.[13][14] Led byl nalezen na mnoha místech na severní polokouli, včetně Nilosyrtis Mensae.[15]Nejoblíbenějším modelem původu ledu je změna klimatu způsobená velkými změnami sklonu rotační osy planety. Občas byl sklon dokonce větší než 80 stupňů[16][17] Velké změny náklonu vysvětlují mnoho funkcí na Marsu bohatých na led.

Studie ukázaly, že když sklon Marsu dosáhne 45 stupňů ze současných 25 stupňů, led již není na pólech stabilní.[18] Kromě toho se při tomto vysokém náklonu sublimují zásoby pevného oxidu uhličitého (suchý led), čímž se zvyšuje atmosférický tlak. Tento zvýšený tlak umožňuje zadržovat více prachu v atmosféře. Vlhkost v atmosféře bude padat jako sníh nebo led zmrzlý na prachová zrna. Výpočty naznačují, že se tento materiál bude koncentrovat ve středních zeměpisných šířkách.[19][20] Obecné cirkulační modely marťanské atmosféry předpovídají akumulaci prachu bohatého na led ve stejných oblastech, kde se nacházejí rysy bohaté na led.[21] Když se náklon začne vracet k nižším hodnotám, led sublimuje (změní se přímo na plyn) a zanechá za sebou zpoždění prachu.[22][23] Vklad zpoždění zakrývá podkladový materiál, takže s každým cyklem vysokých úrovní náklonu zůstává nějaký plášť bohatý na led.[24] Všimněte si, že vrstva pláště hladkého povrchu pravděpodobně představuje pouze relativní nedávný materiál.

Viz také

Reference

  1. ^ Barevná paleta Nilosyrtis Mensae na University of Arizona / HiRISE
  2. ^ "Nilosyrtis Mensae". Místopisný člen planetární nomenklatury. Program výzkumu astrogeologie USGS.
  3. ^ Greeley, R. a J. Guest. 1987. Geologická mapa východní rovníkové oblasti Marsu v měřítku 1:15 000 000. U. S. Geol. Ser. Různé Investovat. Mapa I-802-B, Reston, Virginie
  4. ^ Sharp, R. 1973. Mars Terénní a chaotické terény. J. Geophys. Res .: 78. 4073-4083
  5. ^ Plaut, J. a kol. 2008. Radarové důkazy o ledu v zástěrech laločnatých úlomků ve středních zeměpisných šířkách Marsu. Lunární a planetární věda XXXIX. 2290.pdf
  6. ^ Carr, M. 2006. Povrch Marsu. Cambridge University Press. ISBN  978-0-521-87201-0
  7. ^ Squyres, S. 1978. Marťanský pražcový terén: Tok erozního debridmu. Ikar: 34. 600-613.
  8. ^ ISBN  0-8165-1257-4
  9. ^ Morgan, G. a J. Head III. 2009. Sintonův kráter, Mars: Důkazy o dopadu na ledové pole náhorní plošiny a tání za účelem výroby údolních sítí na hranici Hesperian-Amazonie. Ikar: 202. 39–59.
  10. ^ Morgan, G. a kol. 2009. Lineační výplně údolí (LVF) a zástěry laločnatých trosek (LDA) v severní hraniční oblasti Deuteronilus Mensae dichotomie, Mars: Omezení rozsahu, věku a epizodicity amazonských glaciálních událostí. Ikar: 202. 22–38.
  11. ^ Head, J., et al. 2006. Rozsáhlé údolní ledovcové vklady v severních středních zeměpisných šířkách Marsu: Důkazy o změně klimatu způsobené pozdní amazonskou šikmostí. Planeta Země. Sci. Lett. 241. 663-671
  12. ^ Head, J., et al. 2006. Úprava hranice dichotomie na Marsu amazonským regionálním zaledněním střední šířky. Geophys. Res Lett. 33
  13. ^ Plaut, J. a kol. 2008. Radarové důkazy o ledu v zástěrech laločnatých úlomků ve středních zeměpisných šířkách Marsu. Lunární a planetární věda XXXIX. 2290.pdf
  14. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_009535_2240
  15. ^ Plaut, J., A. Safaeinili, J. Holt, R. Phillips, J. Head, J., R. Seu, N. Putzig, A. Frigeri. 2009. Radarové důkazy o ledu v zástěrech laločnatých trosek ve středních zeměpisných šířkách Marsu. Geophys. Res. Lett. 36. doi: 10.1029 / 2008GL036379.
  16. ^ Touma J. a J. Wisdom. 1993. Chaotická šikmost Marsu. Science 259, 1294-1297.
  17. ^ Laskar, J., A. Correia, M. Gastineau, F. Joutel, B. Levrard a P. Robutel. 2004. Dlouhodobý vývoj a chaotická difúze množství slunečního záření na Marsu. Icarus 170, 343-364.
  18. ^ Levy, J., J. Head, D. Marchant, D. Kowalewski. 2008. Identifikace polygonů s termální kontrakcí sublimačního typu na navrhovaném místě přistání Phoenix Phoenix: Důsledky pro vlastnosti substrátu a morfologickou evoluci řízenou klimatem. Geophys. Res. Lett. 35. doi: 10.1029 / 2007GL032813.
  19. ^ Levy, J., J. Head, D. Marchant. 2009a. Polygony trhlin s termální kontrakcí na Marsu: Klasifikace, distribuce a klimatické důsledky z pozorování HiRISE. J. Geophys. Res. 114. doi: 10.1029 / 2008JE003273.
  20. ^ Hauber, E., D. Reiss, M. Ulrich, F. Preusker, F. Trauthan, M. Zanetti, H. Hiesinger, R. Jaumann, L. Johansson, A. Johnsson, S. Van Gaselt, M. Olvmo. 2011. Vývoj krajiny v marťanských oblastech střední šířky: poznatky z analogických periglaciálních reliéfů na Špicberkách. In: Balme, M., A. Bargery, C. Gallagher, S. Guta (eds). Marťanská geomorfologie. Geologická společnost, Londýn. Speciální publikace: 356. 111-131
  21. ^ Laskar, J., A. Correia, M. Gastineau, F. Joutel, B. Levrard a P. Robutel. 2004. Dlouhodobý vývoj a chaotická difúze množství slunečního záření na Marsu. Icarus 170, 343-364.
  22. ^ Mellon, M., B. Jakosky. 1995. Distribuce a chování marťanského přízemního ledu během minulých a současných epoch. J. Geophys. Res. 100, 11781–11799.
  23. ^ Schorghofer, N., 2007. Dynamika ledových dob na Marsu. Příroda 449, 192–194.
  24. ^ Madeleine, J., F. Forget, J. Head, B. Levrard, F. Montmessin. 2007. Zkoumání zalednění severní střední šířky pomocí modelu obecné cirkulace. In: Sedmá mezinárodní konference na Marsu. Abstraktní 3096.

externí odkazy