Olympia Undae - Olympia Undae - Wikipedia


Olympia Undae je obrovský dunové pole v severní polární oblasti planety Mars. Skládá se ze širokého „pískového moře“ nebo erg která částečně zazvoní na severní polární plošinu (Planum Boreum ) od přibližně 120 ° do 240 ° východní délky a 78 ° až 83 ° severní šířky. Táhne se asi 1100 km (680 mi) napříč[1] a o rozloze 470 000 km2,[2] Olympia Undae je největší souvislé dunové pole na Marsu. Velikost je podobná velikosti Rub 'Al Khali na Arabském poloostrově, největší aktivní erg na Zemi.[3]
Olympia Undae leží v neformálně pojmenované povodí Borealis (nazývané také severní polární pánev)[4]), největší ze tří topografických pánví, které se vyskytují v severní nížině Marsu.[5] Průměrná nadmořská výška v Olympia Undae je asi 4 250 m pod datum (marťanská „mořská“ hladina ).[6] Kráter Jojutla o průměru 19 km leží poblíž geografického středu Olympia Undae na 81,63 ° severní šířky a 169,65 ° východní délky. Tento kráter pojmenoval Andres Eloy Martinez Rojas,[7] Mexický astronom a spisovatel vědy.[8]
Unda (pl. undae) je latinský výraz, který znamená vodu, zejména vodu v pohybu jako vlny.[9] The Mezinárodní astronomická unie (IAU) přijal termín k popisu „vlnitých“ rysů podobných dunám na jiných planetách.[10] Olympia Undae obsahuje různé formy dun a související s větrem (aeolian ) depoziční prvky, včetně pískových desek,[11] příčné duny, jednoduché duny barchanu, mega-barchany a složité barchanoidní hřebeny.[12] Všechny tyto typy dun se vyskytují také na Zemi.
Barchans jsou izolované duny ve tvaru půlměsíce s rohy směřujícími po větru. Vyskytují se v oblastech, kde je mírný až nízký přísun písku.[13][14] Malé jednoduché barchanské duny a velké mega-barchany jsou běžné na okrajích Olympia Undae a v oblastech, kde je tenký pískový kryt.[15] Barchanoidní hřebeny jsou široké lineární až klikaté akumulace písku.[16] Tvoří se boční koalicí jednotlivých barchanů a naznačují rostoucí nabídku písku. Tam, kde je hojný písek, se vyskytují příčné duny; oni jsou obyčejně definovaní jako dlouhé barchaoid hřebeny s docela rovnými segmenty, které jsou kolmé ke směru větru.[17] Většina dun v Olympia Undae jsou příčné duny. Jejich rozestupy se pohybují od 200 do 800 m od vrcholu k vrcholu a srovnání s pozemskými dunami s podobnými rozestupy naznačuje, že jsou vysoké 10 až 25 m.[18]
Na Zemi duny produkuje solení zrnka písku. Požadavek na výrobu dun solením umožňuje vědcům určit pravděpodobnou velikost zrna pro částice tvořící duny v Olympia Undae a dalších polích na dunách. Na Marsu má velikost částic, které se nejsnadněji pohybují větrem, průměr asi 100 μm (jemný písek).[19] Písek v Olympia Undae je extrémně tmavé barvy a pravděpodobně se skládá z čedičový úlomky hornin. Povrch Olympia Undae je silný TES Spektrální podpis typu 2,[20] což naznačuje, že povrchové materiály sestávají z čedičový andezit nebo zvětralý čedič a / nebo čedičové sklo.[21]
V roce 2005 byl nástroj OMEGA na Mars Express orbiter zjistil vysoké koncentrace sádra ve východní části Olympia Undae (se středem na 244,5 ° východní délky, 80,2 ° severní šířky).[22][23] KRIZMUS údaje z Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) naznačuje, že sádra je koncentrovanější podél vrcholků dun než v dutinách mezi sebou.[24] Zdroj sádry je nejistý. Sádra je odpařovací minerál, který se vysráží ze slané vody; jeho přítomnost tedy může naznačovat podmínky odlišné od dnešního marťanského prostředí.[25] Minerál mohl vzniknout tavením kyselého sněhu nebo tavením a vypouštěním vody bohaté na síru ze základny polární ledové čepičky.[26] Přítomnost sádry však nutně nevyžaduje velké útvary povrchové vody (např. playa jezera ). Minerál mohl vzniknout ve vulkanicky zahřátých podzemních vodách v mělkém podpovrchu a později byl vystaven a koncentrován větrnou erozí a kvílení („těžba eolian“).[27]
Termín Olympia Undae může být zdrojem jistého zmatku mezi vědci na Marsu. Tento termín se používá k popisu 1) zeměpisné oblasti popsané výše a oblast typu pro 2) a stratigrafické nebo geologická mapová jednotka (např. formace ) nazval jednotku Olympia Undae. Olympia Undae jako stratigrafická jednotka popisuje materiály, které tvoří geografickou Olympia Undae, stejně jako další pískové desky a dunová pole obklopující Planum Boreum (např. Abalos Undae ). Jednotka Olympia Undae je Amazonský ve věku.[28] Abychom vyřešili některé z těchto nejasností, byl nedávno stratigrafický výraz Olympia Undae unit přejmenován na jednoduše „undae unit“, protože zahrnuje další pojmenovaná dunová pole (undae) kolem Planum Boreum.[29] Dalším možným zdrojem záměny je rozdíl mezi Olympia Undae a Olympia Planum (dříve Olympia Planitia). Jako zeměpisná oblast označuje Olympia Undae erg, který pokrývá velkou část Olympia Planum mezi délkou 120 ° a 240 ° východní délky. Olympia Undae a Olympia Planum nejsou zaměnitelné výrazy. Olympia Planum je široká, prostá (a topografická) lavice ) sousedící s Planum Boreum. Je v profilu (příčném řezu) napůl klenutý a svažuje se na jih do Vastitas Borealis. Olympia Undae erg pokrývá převážnou část jižní Olympia Planum a část severní Vastitas Borealis.
Olympia Undae duny, jak je vidí HiRISE. Jsou viditelné dvě sady příčných dun, které naznačují různý směr větru. Olympia Undae je také známá jako North Polar Erg.
Detailní, barevně vylepšený obraz dun Olympia Undae s roztavenými / sublimujícími fragmenty ledové čepičky. Poznámka Barchan duny a vzorovaný povrch. Šířka obrazu je asi 1 km / 3000 ft.
KRIZMUS spektrální signál pro sádru (polyhydratované sulfáty) v dunách Olympia Undae.
Severní polární sádrové duny v Olympia Undae.
Viz také
Reference
- ^ JPL Photojournal. http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA10948
- ^ Lancaster, N .; Greeley, R. (1990). Objem sedimentu v severním polárním písku na Marsu. J. Geophys. Res., 95(B7), s. 10 924.
- ^ Tsoar, H .; Greeley, R .; Peterfreund, A.R. (1979). Mars: Severní polární pískové moře a související vzory větru. J. Geophys. Res., 84(B14), s. 8167.
- ^ Head, J. a kol. (1999) Možné starověké oceány na Marsu: Důkazy z dat Mars Orbiter Laser Altimeter. Věda, 286, 2134–2137.
- ^ Tanaka, K.L. et al. (2008). Severní polární oblast Marsu: Pokroky ve stratigrafii, struktuře a erozní modifikaci. Icarus, 196, s. 321.
- ^ Datová sada elevace JMARS MOLA. Christensen, P .; Gorelick, N .; Anwar, S .; Dickenshied, S .; Edwards, C .; Engle, E. „Nové poznatky o Marsu z tvorby a analýzy globálních datových souborů na Marsu;“ Americká geofyzikální unie, podzimní setkání 2007, (abstrakt # P11E-01).
- ^ „Nombran asteroide en honor a mexicano“. El Universal (ve španělštině). Citováno 2017-02-19.
- ^ USGS Gazetteer of Planetary Nomenclature. Mars. http://planetarynames.wr.usgs.gov/.
- ^ Simpson, D.P. (1968). Cassellův nový latinský slovník; Funk & Wagnalls: New York, str. 623.
- ^ Russell, J.F .; Snyder, C.W .; Kieffer, H.H. (1992). Dodatek: Původ a používání marťanské nomenklatury; v Mars, KH Kieffer a kol., Eds. University of Arizona Press: Tucson, 1992, str. 1313.
- ^ Tanaka, K.L. et al. (2008). Severní polární oblast Marsu: Pokroky ve stratigrafii, struktuře a erozní modifikaci. Icarus, 196, s. 346.
- ^ Breed, C.S .; Grolier, M .; McCauley, J.F. (1979). Morfologie a distribuce běžných "písečných" dun na Marsu: Srovnání se Zemí. J. Geophys. Res., 84(B14), 8187.
- ^ Zimbleman, J.R .; Williams, S.H. (2007). Eolian Dunes and Deposits in the Western United States as Analogs to Wind-Related Features on Mars, in The Geology of Mars: Evidence from Earth-Based Analogs, Chapman, M. Ed. Cambridge University Press: Cambridge, str. 237.
- ^ McKee, E.D. (1979). Úvod do studia globálních písečných moří. USGS Professional Paper 1052, s. 1-19.
- ^ Greeley, R. et al. (1992). Marťanské Liparské procesy, sedimenty a rysy v Mars, KH Kieffer a kol., Eds. University of Arizona Press: Tucson, AZ, str. 750.
- ^ Zimbleman, J.R .; Williams, S.H. (2007). Eolian Dunes and Deposits in the Western United States as Analogs to Wind-Related Features on Mars, in The Geology of Mars: Evidence from Earth-Based Analogs, Chapman, M. Ed. Cambridge University Press: Cambridge, str. 235.
- ^ Breed, C.S .; Grolier, M .; McCauley, J.F. (1979). Morfologie a distribuce běžných "písečných" dun na Marsu: Srovnání se Zemí. J. Geophys. Res., 84(B14), s. 8187.
- ^ Greeley, R. et al. (1992). Marťanské Liparské procesy, sedimenty a rysy v Mars, KH Kieffer a kol., Eds. University of Arizona Press: Tucson, AZ, str. 750-751.
- ^ Greeley, R. et al. (1992). Marťanské Liparské procesy, sedimenty a rysy v Mars, KH Kieffer a kol., Eds. University of Arizona Press: Tucson, AZ, str. 733.
- ^ Tanaka, K.L. et al. (2008). Severní polární oblast Marsu: Pokroky ve stratigrafii, struktuře a erozní modifikaci. Icarus, 196, 347.
- ^ Wyatt, M., McSween, H., Tanaka, K., Head, J., 2004. Global Geologic Contextfor Rock Types and Surface Alteration on Mars. Geologie, 32, 645–648.
- ^ Langevin, Y. a kol. (2005). Sírany v severní polární oblasti Marsu detekovány programem OMEGA / Mars Express. Věda, 307(1584), doi:10.1126 / science.1109091.
- ^ "Sádra v Olympia Undae" (Tisková zpráva). Tým CRISM.
- ^ Roach L.H .; Mustard J.F .; Murchie S .; Langevin Y., Bibring J-P., et al. (2007). CRISM Spectral Signatures of North Polar Gypsum Dunes. Měsíční planeta. Sci. Konf., 38., Abstr. 1970.
- ^ Byrne, S. (2009). Polární depozita Marsu. Annu. Rev. planeta Země. Sci., 37, s. 551–552.
- ^ Fishbaugh, K.E. et al. (2006). Formace vkladu marťanské severní polární sádry během amazonské. Čtvrtá mezinárodní konference o polární vědě a výzkumu na Marsu, abstrakt # 8041. http://www.lpi.usra.edu/meetings/polar2006/pdf/8041.pdf.
- ^ Tanaka, K.L. (2006). Marsova severní polární sádra: Možný původ související s raně amazonským magmatismem v Alba Patera a v Liparské těžbě. Čtvrtá mezinárodní konference o Mars Polar Science and Exploration, Abstract # 8024. http://www.lpi.usra.edu/meetings/polar2006/pdf/8024.pdf.
- ^ Tanaka, K.L. et al. (2008). Severní polární oblast Marsu: Pokroky ve stratigrafii, struktuře a erozní úpravě. Icarus, 196, 318–358.
- ^ Tanaka, K., USGS, osobní komunikace, 8. září 2010.