Protonilus Mensae - Protonilus Mensae - Wikipedia

Protonilus Mensae
Přítokový ledovec.JPG
Přítok Ledovec, v Protonilus Mensae z pohledu HiRISE.
Souřadnice43 ° 52 'severní šířky 49 ° 24 'východní délky / 43,86 ° S 49,4 ° V / 43.86; 49.4Souřadnice: 43 ° 52 'severní šířky 49 ° 24 'východní délky / 43,86 ° S 49,4 ° V / 43.86; 49.4

Protonilus Mensae je oblast Mars v Čtyřúhelník Ismenius Lacus. Je zaměřen na souřadnice 43,86 ° severní šířky a 49,4 ° východní délky. Jeho západní a východní délky jsou 37 ° východní délky a 59,7 ° východní délky. Severní a jižní zeměpisná šířka jsou 47,06 ° severní šířky a 39,87 ° severní šířky.[1] Protonilus Mensae je mezi Deuteronilus Mensae a Nilosyrtis Mensae; všichni leží podél Marťanská dichotomie hranice. Jeho název byl upraven IAU v roce 1973.

  • Mapa zobrazující vztah Protonilus a Deuteronilus Mensae k dalším okolním regionům. Barvy se vztahují k nadmořským výškám.

Povrch je popsán jako vzteklý terén. Tento terén obsahuje útesy, mesy a široká plochá údolí. Předpokládá se, že povrchové rysy byly způsobeny ledovci pokrytými troskami.[2][3] Tyto ledovce se nazývají laločnaté zástěry (LDA), když obklopuje valy a vrcholy. Když jsou ledovce v údolích, jsou nazývány Lineační výplň údolí (LVF). Části povrchu ukazují proudění, které začíná v mnoha výklencích umístěných ve stěnách náhorních plošin. Malé průtokové laloky na vrcholu hlavních toků ukazují, že stejně jako na Zemi existovala více než jedna ledová doba.[4] Pevně ​​se věří, že pod tenkou vrstvou horniny a prachu leží obrovské rezervoáry ledu.[5][6] Radarová data z radaru SHAllow (SHARAD) na palubě MRO našli čistý led pod LDA a LVF.[7]

Některá místa v Protonilus Mensae zobrazují řádky jam. Tyto jámy se mohly vytvořit, když se zemní led přeměnil na plyn, a tak zanechal prázdnotu. Když se povrchový materiál zhroutí do dutin, vytvoří se jámy.[8]

Duny

  • Široký výhled na duny v Kráter Moreux, jak je vidět na HiRISE v rámci HiWish programu

  • Zvětšený pohled na duny ve spodní části předchozího obrázku, jak je viděn programem HiRISE v rámci programu HiWish

  • Blízký pohled na jednu velkou dunu ze stejného místa, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zavřít pohled na bílou skvrnu mezi tmavými dunami ukazující vlnky a pruhy

Změna klimatu způsobila rysy bohaté na led

Mnoho prvků na Marsu, včetně těch v Protonilus Mensae, obsahuje velké množství ledu. Nejoblíbenějším modelem původu ledu je změna klimatu způsobená velkými změnami sklonu rotační osy planety. Občas byl sklon dokonce větší než 80 stupňů[9][10] 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.[11] 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.[12][13] Obecné cirkulační modely marťanské atmosféry předpovídají akumulaci prachu bohatého na led ve stejných oblastech, kde se nacházejí rysy bohaté na led.[14] Když se náklon začne vracet k nižším hodnotám, led sublimuje (změní se přímo na plyn) a zanechá za sebou zpoždění prachu.[15][16] Vklad zpoždění zakrývá podkladový materiál, takže s každým cyklem vysokých úrovní náklonu zůstává nějaký plášť bohatý na led.[17] Všimněte si, že vrstva pláště hladkého povrchu pravděpodobně představuje pouze relativní nedávný materiál.

Mozkový terén

Mozkový terén je oblast hřebenovitých hřebenů vysokých 3–5 metrů. Některé hřebeny mohou sestávat z ledového jádra, takže mohou být zdrojem vody pro budoucí kolonisty.[18]

  • Široký pohled na formovaný mozkový terén, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Vytváří se mozkový terén, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish. Poznámka: toto je zvětšení předchozího obrazu pomocí HiView.

  • Vytváří se mozkový terén, jak to vidí HiRISE v rámci programu HiWish Poznámka: toto je zvětšení předchozího obrázku pomocí HiView.

  • Vytváří se mozkový terén, jak je vidět na HiRISE v rámci programu HiWish. Poznámka: toto je zvětšení předchozího obrázku pomocí HiView. Šipky označují místa, kde se začíná formovat terén mozku.

  • Vytváří se mozkový terén, jak to vidí HiRISE v rámci programu HiWish Poznámka: toto je zvětšení předchozího obrázku pomocí HiView. Šipky označují místa, kde se začíná formovat terén mozku.

  • Vytváří se mozkový terén, jak to vidí HiRISE v rámci programu HiWish Poznámka: toto je zvětšení předchozího obrázku pomocí HiView.

Ledovce

  • Mesa dovnitř Čtyřúhelník Ismenius Lacus, jak je vidět na CTX. Mesa má několik ledovců, které ho narušují. Jeden z ledovců je vidět podrobněji na dalších dvou obrázcích z HiRISE.

  • Ledovec z pohledu HiRISE v rámci programu 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. Místo 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 CTX v Protonilus Mensae, ukazující umístění dalšího obrázku.

  • Jámy v Protonilus Mensae, jak je viděla HiRISE, pod Program HiWish.

  • Konec ledovce, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Povrch napravo od koncové morény vykazuje vzorovanou zem, která je běžná tam, kde podzemní voda zmrzla.

  • Povrchové formy v Ismenius Lacus, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Široký pohled CTX zobrazující mesa a butty se zástěrkami Lobate a kolem nich vyplněné liniové údolí. Poloha je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Detail vyplněná údolí (LVF), jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrazu CTX.

  • Ledovce pohybující se ve dvou různých údolích, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

Viz také

Reference

  1. ^ http://planetarynames.wr.usgs.gov/Feature[trvalý mrtvý odkaz ]
  2. ^ Sharp, R. 1973. Mars Úzké a chaotické terény. J. Geophys. Res .: 78. 4073-4083
  3. ^ http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA01502
  4. ^ Baker, M. a kol. 2010. Tokové struktury zástěrek laločnatého odpadu a liniového údolí vyplňují severně od Ismeniae Fossae, Mars: Důkazy o rozsáhlém zalednění střední šířky v pozdní Amazonii. Ikar: 207. 186-209.
  5. ^ Morgan, G. a J. Head III. 2009. Kráter Sinton, Mars: Důkazy o dopadu na ledové pole náhorní plošiny a tání za účelem výroby údolních sítí na hranici Hesperian-Amazonie. Ikar: 202. 39-59.
  6. ^ 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 periodicity amazonských glaciálních událostí. Ikar: 202. 22-38.
  7. ^ 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.
  8. ^ "HiRISE | Fretted Terrain Valley Traverse (PSP_009719_2230)". Hirise.lpl.arizona.edu. Citováno 19. prosince 2010.
  9. ^ Touma J. a J. Wisdom. 1993. Chaotická šikmost Marsu. Science 259, 1294-1297.
  10. ^ 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.
  11. ^ 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.
  12. ^ Levy, J., J. Head, D. Marchant. 2009a. Polygony s termální kontrakcí na Marsu: Klasifikace, distribuce a klimatické důsledky z pozorování HiRISE. J. Geophys. Res. 114. doi: 10.1029 / 2008JE003273.
  13. ^ 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
  14. ^ 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.
  15. ^ Mellon, M., B. Jakosky. 1995. Distribuce a chování marťanského přízemního ledu během minulých a současných epoch. J. Geophys. Res. 100, 11781–11799.
  16. ^ Schorghofer, N., 2007. Dynamika ledových dob na Marsu. Příroda 449, 192–194.
  17. ^ 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.
  18. ^ Levy, J., J. Head, D. Marchant. 2009. Koncentrická výplň kráteru v Utopii Planitia: Historie a interakce mezi ledovcovým „mozkovým terénem“ a procesy periglaciálního pláště. Icarus 202, 462–476.