Čtyřúhelník Sinus Sabaeus - Sinus Sabaeus quadrangle

Sinus Sabaeus čtyřúhelník
	Mapa čtyřúhelníku Sinus Sabaeus z Laserový výškoměr Mars Orbiter (MOLA) data. Nejvyšší nadmořské výšky jsou červené a nejnižší modré.
Souřadnice	15 ° 00 'j. Š 337 ° 30 ′ západní délky / 15 ° J 337,5 ° ZSouřadnice: 15 ° 00 'j. Š 337 ° 30 ′ západní délky / 15 ° J 337,5 ° Z

Obrázek čtyřúhelníku Sinus Sabaeus (MC-20). Většina regionu obsahuje silně krátery vysočiny. Severní část zahrnuje Kráter Schiaparelli.

The Sinus Sabaeus čtyřúhelník je jednou z řady 30 čtyřúhelníkových map Marsu používá Geologický průzkum Spojených států (USGS) Astrogeologický výzkumný program. To je také označováno jako MC-20 (Mars Chart-20).^[1]The Čtyřúhelník Sinus Sabaeus pokrývá oblast od 315 ° do 360 ° západní délky a 0 ° až 30 ° jižní šířky dále Mars. Obsahuje Schiaparelli, velký, snadno viditelný kráter, který sedí blízko rovníku. Čtyřúhelník Sinus Sabaeus obsahuje části Noachis Terra a Terra Sabaea.

Název pochází z místa bohatého na kadidlo jižně od Arabského poloostrova (Adenský záliv).^[2]

Vrstvy

Kráter Wislicenus a kráter povodí Schiaparelli obsahuje vrstvy, nazývané také vrstvy. Mnoho míst na Marsu ukazuje kameny uspořádané ve vrstvách.^[3] Někdy jsou vrstvy různých barev. Světelné kameny na Marsu jsou spojovány s hydratovanými minerály sulfáty. The Mars Rover Příležitost zkoumala tyto vrstvy zblízka několika nástroji. Některé vrstvy jsou pravděpodobně tvořeny jemnými částicemi, protože se zdá, že se rozpadají na jemný prach. Ostatní vrstvy se rozpadají na velké balvany, takže jsou pravděpodobně mnohem tvrdší. Čedič, sopečná hornina, se předpokládá ve vrstvách, které tvoří balvany. Čedič byl na Marsu identifikován na mnoha místech. Byly detekovány nástroje na oběžné dráze kosmické lodi jíl (také zvaný fylosilikáty ) v některých vrstvách. Vědci jsou nadšení z hledání hydratovaných minerálů, jako jsou sírany a jíly na Marsu, protože se obvykle tvoří za přítomnosti vody.^[4] Místa, která obsahují jíly a / nebo jiné hydratované minerály, by byla dobrým místem k hledání důkazů o životě.^[5]

Hornina může vytvářet vrstvy různými způsoby. Sopky, vítr nebo voda mohou vytvářet vrstvy.^[6] Vrstvy lze tvrdit působením podzemní vody. Marťanská podzemní voda se pravděpodobně pohybovala stovky kilometrů a při tom rozpouští mnoho minerálů ze skály, kterou procházela. Když povrchy podzemní vody v nízkých oblastech obsahují sedimenty, voda se odpařuje v tenké atmosféře a zanechává minerály jako usazeniny nebo cementační prostředky. V důsledku toho nemohly vrstvy prachu později snadno erodovat, protože byly slepeny dohromady. Na Zemi se vody bohaté na minerály často odpařují a vytvářejí velké usazeniny různých typů soli a další minerály. Někdy voda protéká vodonosnými vrstvami Země a poté se odpařuje na povrchu, jak se předpokládá u Marsu. Jedno místo, ke kterému na Zemi dochází, je Velká artéská pánev z Austrálie.^[7] Na Zemi tvrdost mnoha sedimentární horniny, jako pískovec, je do značné míry způsoben cementem, který byl zaveden při průchodu vody.

Kráter Wislicenus Podlaha, jak ji vidí HiRISE. Eroze na podlaze zviditelnila vrstvy.
Bouguer (marťanský kráter) jak je vidět na CTX. Okraj kráteru je nahoře. Malé krátery jsou na podlaze kráteru.
Zblízka vrstev v erodovaných usazeninách na podlaze kráteru Bouguer, jak to viděla HiRISE. Tento obrázek je v jiné části kráteru než předchozí obrázek.
Vrstvy v Monument Valley. Ty jsou přijímány jako formované alespoň částečně depozicí vody. Protože Mars obsahuje podobné vrstvy, zůstává voda jako hlavní příčina vrstvení na Marsu.
Bílé vrstvy, které mohou souviset s bílým materiálem v Kráter Pollack, jak je vidět na HiRISE pod Program HiWish.

Kráter Schiaparelli

Schiaparelli je impaktní kráter Mars nachází se poblíž rovníku Marsu. Je to 461 kilometrů (286 mil) v průměru a nachází se na 3 ° jižní šířky a 344 ° zeměpisné délky. Některá místa v Schiaparelli vykazují mnoho vrstev, které se mohly vytvořit větrem, sopkami nebo usazováním pod vodou.

MOLA mapa oblasti kolem kráteru Schiaparelli
Vrstvy uvnitř kráteru uvnitř Kráter Schiaparelli, jak to vidí HiRISE
Vrstvy v kráteru nalezené uvnitř Kráter Schiaparelli povodí z pohledu globálního průzkumníka Marsu
Kruhové struktury na podlaze kráteru Schiaparelli, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish
Detailní pohled na kruhovou strukturu z předchozího obrázku, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish Pruhy jsou také viditelné.
Kruhové struktury na podlaze kráteru Schiaparelli, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish
Kontextové zobrazení pro následující obrázek. Snímek pořízený pomocí CTX.
Široký pohled na vrstvy v kráteru Schiaparelli, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish Část obrázku je degradována. Části tohoto obrázku jsou zvětšeny na dalších následujících obrázcích.
Vrstvená kupa v kráteru Schiaparelli, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Vrstvy v kráteru Schiaparelli, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish
Vrstvená kupa v kráteru Schiaparelli, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Vrstvy v kráteru Schiaparelli, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish
Vrstvy v kráteru Schiaparelli, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish
Vrstvy v kráteru Schiaparelli, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish
Bližší pohled na vrstvy v kráteru Schiaparelli, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish Na některých vrstvách je vidět tmavý písek.
Zavřít, barevné zobrazení vrstev v kráteru Schiaparelli, jak je vidět v HiRISE v programu HiWish Na některých vrstvách je vidět tmavý písek.

Široký pohled na vrstvy a nerovný terén v severozápadním kráteru Schiaparelli, jak ho viděla HiRISE v rámci programu HiWish
Bližší pohled na vrstvy a nerovný terén v severozápadním kráteru Schiaparelli, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Blízký pohled na nerovný terén a malé jámy v severozápadním kráteru Schiaparelli, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish
Blízký pohled na nerovný terén v severozápadním kráteru Schiaparelli, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Blízký pohled na nerovný terén v severozápadním kráteru Schiaparelli, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish

Ostatní krátery

Když kometa nebo asteroid srazí se vysokou rychlostí meziplanetárně s povrchem Marsu a vytvoří primární impaktní kráter. Primární dopad může také vysunout značné množství hornin, které nakonec ustoupí a vytvoří sekundární krátery.^[8] Sekundární krátery mohou být uspořádány do shluků. Zdá se, že všechny krátery v kupě jsou stejně rozrušené; což naznačuje, že jsou všichni stejného věku. Pokud by se tyto sekundární krátery vytvořily z jediného velkého nárazu poblíž, pak by se vytvořily zhruba ve stejném okamžiku. Obrázek níže z Kráter Denning ukazuje shluk sekundárních kráterů.

Malý kráter s materiálem proudícím do něj, na okraji Kráter Flaugergues, jak to vidí HiRISE.
Dawes Crater podlaha s čerstvými impaktní krátery, jak je vidět na HiRISE. Kliknutím na obrázek zobrazíte temný ejecta z některých kráterů, které se vytvořily, když náraz dosáhl tmavé vrstvy
Nedávný malý kráter na podlaze Kráter Dennin, jak to vidí HiRISE. Šipka ukazuje skupinu sekundárních kráterů z ejecty padajících dolů.
Skupina sekundárních kráterů, jak viděla HiRISE v rámci programu HiWish
Bouguer (marťanský kráter) , jak je vidět z kamery CTX (zapnuto Mars Reconnaissance Orbiter ).
Kráter Bakhuysen, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Kanály jsou viditelné na severním (nahoře) a jižním (dole) okraji kráteru.
Kanály na jižním okraji kráteru Bakhuysen, jak je viditelné kamerou CTX (na průzkumné dráze Mars Reconnaissance Orbiter). Poznámka: toto je zvětšení předchozího obrazu kráteru Bakhuysen.
Lambertův kráter (marťanský kráter), jak je vidět z kamery CTX (zapnuto Mars Reconnaissance Orbiter ).

Impaktní krátery mají obecně okraj s ejectou kolem, na rozdíl od sopečných kráterů obvykle nemají okraj nebo usazeniny ejecta. Jak se krátery zvětšují (průměr větší než 10 km), obvykle mají centrální vrchol.^[9] Vrchol je způsoben odrazem podlahy kráteru po nárazu.^[10] Pokud někdo změří průměr kráteru, lze původní hloubku odhadnout pomocí různých poměrů. Kvůli tomuto vztahu vědci zjistili, že mnoho marťanských kráterů obsahuje velké množství materiálu; většina z nich se považuje za usazenou v ledu, když bylo jiné klima.^[11] Krátery někdy vystavují vrstvy, které byly pohřbeny. Skály z hlubokého podzemí jsou házeny na povrch. Krátery nám tedy mohou ukázat, co leží hluboko pod povrchem.

Bílá skála v kráteru Pollack

V rámci regionu je Kráter Pollack, který má světle tónované skalní usazeniny. Mars má ve srovnání se Zemí starý povrch. Zatímco velká část zemského povrchu je stará jen několik set milionů let, velké oblasti Marsu jsou staré miliardy let. Některé povrchové plochy byly vytvořeny, rozrušeny a poté pokryty novými vrstvami hornin. The Mariner 9 kosmická loď v 70. letech vyfotografovala objekt zvaný „Bílá skála“. Novější obrázky odhalily, že skála není opravdu bílá, ale že blízká oblast je tak tmavá, že bílá skála vypadá opravdu bíle.^[3] Předpokládalo se, že touto funkcí mohlo být ložisko soli, ale informace z nástrojů na Mars Global Surveyor spíše prokázal, že se pravděpodobně jednalo o sopečný popel nebo prach. Dnes se věří, že White Rock představuje starou skalní vrstvu, která kdysi vyplňovala celý kráter, ve kterém je, ale dnes je od té doby většinou erodována. Na následujícím obrázku je bílá skála se skvrnou stejné skály v určité vzdálenosti od hlavního ložiska, takže se předpokládá, že bílý materiál kdysi pokrýval mnohem větší plochu.^[12]

Whiterock na dně kráteru může být tím, co zbylo z mnohem větší zálohy. Šipka ukazuje, že vklad jednou dosáhl mnohem dále. Obrázek pořídil THEMIS.
White Rock in Kráter Pollack jak to vidí HiRISE.
Rozšíření White Rock v kráteru Pollack, jak ho viděla HiRISE.

Bílé skály kráteru Pollack:

Kanály ve čtyřúhelníku Sinus Sabaeus

Existují obrovské důkazy o tom, že voda jednou tekla v údolích řek na Marsu.^[13]^[14] Snímky zakřivených kanálů byly pozorovány na obrázcích z kosmické lodi Marsu z počátku sedmdesátých let s Mariner 9 orbiter.^[15]^[16]^[17]^[18] Studie zveřejněná v červnu 2017 skutečně spočítala, že objem vody potřebný k vyřezání všech kanálů na Marsu byl dokonce větší než navrhovaný oceán, který planeta mohla mít. Voda byla pravděpodobně mnohokrát recyklována z oceánu na srážky kolem Marsu.^[19]^[20]

Vinutí kanál, jak je vidět HiRISE v rámci programu HiWish
Kanály, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Kanály, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Kanály, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

Hřebeny

Tento přímý hřeben může být hráz, která byla vystavena erozi. Původně byla vytvořena magmatem pohybujícím se pod povrchem podél slabých míst. Snímek byl pořízen pomocí HiRISE v rámci programu HiWish.
Tento dlouhý, rovný hřeben může být hráz, která byla vystavena erozi. Původně byla vytvořena magmatem pohybujícím se pod povrchem. Snímek byl pořízen pomocí HiRISE v rámci programu HiWish.

Další scény ze čtyřúhelníku Sinus Sabaeus

Mapa čtyřúhelníku Sinus Sabaeus označená jako hlavní rysy. Barevné obdélníky představují obrazové stopy Mars Global Surveyor.
Verde Vallis, jak to vidí THEMIS.
Duny, jak je vidět u HiRISE v rámci programu HiWish.

Ostatní čtyřúhelníky Marsu

Klikací obrázek z 30 kartografických čtyřúhelníky Marsu, definované USGS.^[21]^[22] Čísla čtyřúhelníků (počínaje MC pro „Mars Chart“)^[23] a jména odkazují na odpovídající články. Sever je nahoře; 0 ° severní šířky 180 ° Z / 0 ° severní šířky 180 ° západní délky je zcela vlevo na rovník. Mapové snímky pořídil Mars Global Surveyor.

()

Interaktivní mapa Marsu

Interaktivní obrazová mapa z globální topografie Marsu. Vznášet se myš přes obrázek zobrazíte názvy více než 60 významných geografických útvarů a kliknutím na ně odkazujete. Zbarvení základní mapy označuje relativní výšky, na základě údajů z Laserový výškoměr Mars Orbiter na NASA Mars Global Surveyor. Bílé a hnědé označují nejvyšší nadmořské výšky (+12 až +8 km); následované růžovými a červenými (+8 až +3 km); žlutá je 0 km; greeny a blues jsou nižší výšky (až do −8 km). Sekery jsou zeměpisná šířka a zeměpisná délka; Polární oblasti jsou zaznamenány.

(Viz také: Mapa Mars Rovers a Mars Memorial mapa) (Pohled • diskutovat)

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.
^ Blunck, J. 1982. Mars a jeho satelity. Výstavní tisk. Smithtown, NY
^ ^A ^b Grotzinger, J. a R. Milliken (eds.) 2012. Sedimentární geologie Marsu. SEPM
^ http://themis.asu.edu/features/nilosyrtis
^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_004046_2080
^ http://hirise.lpl.arizona.edu?PSP_008437_1750
^ Habermehl, M. A. (1980) The Great Artesian Basin, Australia. J. Austr. Geol. Geophys. 5, 9–38.
^ http://hirise.lpl.arizona.edu/science_themes/impact.php
^ http://www.lpi.usra.edu/publications/slidesets/stones/
^ Hugh H. Kieffer (1992). Mars. University of Arizona Press. ISBN 978-0-8165-1257-7. Citováno 7. března 2011.
^ Garvin, J. a kol. 2002. Globální geometrické vlastnosti marťanských impaktních kráterů. Lunar Planet Sci. 33. Abstrakt @ 1255.
^ http://space.com/scienceastronomy/solarsystem/mars_daily_020419.html
^ Baker, V. a kol. 2015. Fluviální geomorfologie na planetárních površích podobných Zemi: přehled. Geomorfologie. 245, 149–182.
^ Carr, M. 1996. in Water on Mars. Oxford Univ. Lis.
^ 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.
^ http://spaceref.com/mars/how-much-water-was-needed-to-carve-valleys-on-mars.html
^ Luo, W. a kol. 2017. Odhad objemu nové marťanské údolí v souladu se starým oceánem a teplým a vlhkým podnebím. Nature Communications 8. Číslo článku: 15766 (2017). doi: 10,1038 / ncomms15766
^ 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

Grotzinger, J. a R. Milliken (eds.). 2012. Sedimentární geologie Marsu. SEPM.

externí odkazy

[1] 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.

[2] Blunck, J. 1982. Mars a jeho satelity. Výstavní tisk. Smithtown, NY

[Grotzinger,_J_2012._PM-3] A ^b Grotzinger, J. a R. Milliken (eds.) 2012. Sedimentární geologie Marsu. SEPM

[4] ttp://themis.asu.edu/features/nilosyrtis

[5] ttp://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_004046_2080

[6] ttp://hirise.lpl.arizona.edu?PSP_008437_1750

[7] Habermehl, M. A. (1980) The Great Artesian Basin, Australia. J. Austr. Geol. Geophys. 5, 9–38.

[8] ttp://hirise.lpl.arizona.edu/science_themes/impact.php

[lpi.usra.edu-9] ttp://www.lpi.usra.edu/publications/slidesets/stones/

[Kieffer1992-10] Hugh H. Kieffer (1992). Mars. University of Arizona Press. ISBN 978-0-8165-1257-7. Citováno 7. března 2011.

[11] Garvin, J. a kol. 2002. Globální geometrické vlastnosti marťanských impaktních kráterů. Lunar Planet Sci. 33. Abstrakt @ 1255.

[12] ttp://space.com/scienceastronomy/solarsystem/mars_daily_020419.html

[13] Baker, V. a kol. 2015. Fluviální geomorfologie na planetárních površích podobných Zemi: přehled. Geomorfologie. 245, 149–182.

[14] Carr, M. 1996. in Water on Mars. Oxford Univ. Lis.

[15] Baker, V. 1982. Kanály Marsu. Univ. of Tex. Press, Austin, TX

[16] 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.

[17] Carr, M. 1979. Tvorba marťanských povodňových charakteristik uvolňováním vody z uzavřených kolektorů. J. Geophys. Res. 84, 2995–300.

[18] Komar, P. 1979. Srovnání hydrauliky vodních toků v odtokových kanálech Marsu s průtoky podobného rozsahu na Zemi. Ikar 37, 156–181.

[19] ttp://spaceref.com/mars/how-much-water-was-needed-to-carve-valleys-on-mars.html

[20] Luo, W. a kol. 2017. Odhad objemu nové marťanské údolí v souladu se starým oceánem a teplým a vlhkým podnebím. Nature Communications 8. Číslo článku: 15766 (2017). doi: 10,1038 / ncomms15766

[mapping_mars-21] Morton, Oliver (2002). Mapování Marsu: Věda, představivost a zrod světa. New York: Picador USA. str. 98. ISBN 0-312-24551-3.

[22] „Atlas Marsu online“. Ralphaeschliman.com. Citováno 16. prosince 2012.

[23] „PIA03467: Širokoúhlá mapa Marsu MGS MOC“. Photojournal. Laboratoř NASA / Jet Propulsion Laboratory. 16. února 2002. Citováno 16. prosince 2012.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]