Syrtis Major Planum - Syrtis Major Planum

Syrtis Major
Syrtis Major MC-13.jpg
Mozaika digitálního obrazu na Marsu se spojila s barvou Čtyřúhelník MC-13, Syrtis Hlavní oblast Marsu.
Souřadnice8 ° 24 'severní šířky 69 ° 30 'východní délky / 8,4 ° severní šířky 69,5 ° východní délky / 8.4; 69.5Souřadnice: 8 ° 24 'severní šířky 69 ° 30 'východní délky / 8,4 ° severní šířky 69,5 ° východní délky / 8.4; 69.5

Syrtis Major Planum je "temná skvrna" (an funkce albedo ) se nachází na hranici mezi severní nížinou a jižní vrchovinou Mars jen na západ od nárazové umyvadlo Isidis v Čtyřúhelník Syrtis Major. Bylo objeveno na základě údajů z Mars Global Surveyor být úlevou štítová sopka,[1] ale dříve se o něm věřilo, že je prostý, a byl pak známý jako Syrtis Major Planitia. Tmavá barva pochází z čedičový vulkanická hornina regionu a relativní nedostatek prachu.

Vybrané místo přistání pro Mars 2020 mise rover[2] je Jezero kráter (na 18 ° 51'18 ″ severní šířky 77 ° 31'08 ″ V / 18,855 ° N 77,519 ° E / 18.855; 77.519)[3] v rámci regionu. The severovýchodní oblast Syrtis Major Planum byl také považován za potenciální místo přistání.

Geografie a geologie

Syrtis Major je soustředěn poblíž 8 ° 24 'severní šířky 69 ° 30 'východní délky / 8,4 ° severní šířky 69,5 ° východní délky / 8.4; 69.5, se rozprostírá asi 1 500 km (930 mil) severně od rovníku planety a pokrývá 1 000 km (620 mil) od západu na východ. Je to v Čtyřúhelník Syrtis Major. Zahrnuje velký svah od jeho západního okraje v Aeria klesá 4 km (2,5 mil) na jeho východní okraj v Isidis Planitia. Zahrnuje výběžek ve vysoké nadmořské výšce, který stoupá 6 km (3,7 mil) při 310 ° W. Většina z Syrtis Major má svahy menší než 1 °, což je mnohem nižší sklon než svahy Tharsis štítové sopky. Má 350 x 150 km severojižní protáhlou centrální depresi obsahující kaldery Nili Patera a Meroe Patera, které jsou hluboké asi 2 km. Podlahy kalder jsou mezi velkými marťanskými sopkami jedinečné, protože nejsou zvýšené vzhledem k terénu obklopujícímu Syrtis Major. To může odpovídat za vysoký stupeň magmatického vývoje a hydrotermální aktivity pozorované v Nili Patera. Podlaha Nili Patera je z těch dvou méně kráterovaná, a tedy mladší. Zatímco většina horniny je čedičová, dacite byl také zjištěn v Nili Patera.[4] Měření satelitního gravitačního pole ukazují pozitivní gravitační anomálii soustředěnou na komplex kaldery, což naznačuje přítomnost podlouhlého vyhynulého severojižního 600 km dlouhého magmatická komora níže, obsahující husté minerály (pravděpodobně hlavně pyroxen, s olivín také možné), které se vysrážely z magma před erupcemi.[5] Kráter počítá datum Syrtis Major do raná Hesperianova epocha; postdatuje vznik sousední Isidis nárazové umyvadlo.[1]

MOLA vybarvená topografická mapa ukazující dopadovou nádrž Isidis Planitia (vpravo) a Syrtis Major Planum (vlevo).
THEMIS denní infračervená obrazová mozaika centrální oblasti Syrtis Major; calderas Nili Patera a Meroe Patera jsou vlevo nahoře a dole vpravo od středu.

Objev a jméno

Jméno Syrtis Major je odvozeno od klasiky římský název Syrtis maior pro Záliv Sidra na pobřeží Libye (klasický Cyrenaica ).

Syrtis Major byl prvním dokumentovaným povrchovým prvkem jiného planeta. Objevil jej Christiaan Huygens, který ji zahrnul do kresby Marsu v roce 1659. K odhadu délky dne na Marsu použil opakovaná pozorování této vlastnosti.[6] Tato funkce byla původně známá jako Moře přesýpacích hodin ale dostal různá jména různými kartografové. V roce 1840 Johann Heinrich von Mädler sestavil ze svých pozorování mapu Marsu a nazval tuto vlastnost Atlantic Canale. v Richard Proctor Mapa z roku 1867 se tedy nazývá Kaiserovo moře (po Frederik Kaiser z Leidenská observatoř ). Camille Flammarion nazval to Mer du Sablier (Francouzsky „přesýpací hodiny“), když v roce 1876 revidoval Proctorovu nomenklaturu. Jméno „Syrtis Major“ zvolil Giovanni Schiaparelli když vytvořil mapu na základě pozorování provedených během blízkého přiblížení Marsu k Zemi v roce 1877.[7][8]

Sezónní variace

Syrtis Major byl předmětem mnoha pozorování kvůli jeho sezónním a dlouhodobým změnám. To vedlo k teoriím, že to bylo mělké moře, a později, že jeho variabilita byla způsobena sezónní vegetací. V šedesátých a sedmdesátých letech však Námořník a Viking planetární sondy vedly vědce k závěru, že změny byly způsobeny větrem, který vrhal prach a písek na celou oblast. Má mnoho větrem navátých usazenin, které zahrnují světle zbarvené svatozáře nebo plumose pruhy které tvoří po větru krátery. Tyto pruhy jsou nahromadění prachu vznikajícího z narušení větru pomocí zvýšené ráfky kráterů („větrné stíny“).[4]

Nili Patera Caldera

Kužel ohně Nili Tholus v kaldere Nili Patera na Marsu.

Nili Patera je kaldera o průměru 50 km ve středu sopečného komplexu Syrtis Major.[9] To a Meroe Patera nacházející se na jihu jsou primárními pojmenovanými kaldery ve vnořeném komplexu kaldery vyvinutém několika událostmi erupce a kolapsu.[10] V severovýchodním kvadrantu Nili Patera je 630 m vysoký vulkanický kužel jménem Nili Tholus,[9] na tomto kuželu a kolem něj je světelný tok lávy chemicky vyvinuté lávy[11] s mnohonásobným výskytem reliktních usazenin slinutého křemene vytvořených dříve aktivním systémem horkých pramenů.[12]

Pohybující se písečné duny a vlnky

Blikání této dvouobrazové animace tam a zpět ukazuje pohyb znaku postupující písečná duna v Nili Patera, Mars

Nili Patera byla předmětem studie z roku 2010 týkající se pohybu písečných dun a vln větru. Studie ukázala, že duny jsou aktivní a že vlnky písku aktivně migrují na povrchu Marsu.[13] Následující studie také ukázala, že písečné duny se pohybují přibližně stejným tokem (objem za čas) jako duny v Antarktidě. To bylo neočekávané kvůli řídkému vzduchu a větrům, které jsou slabší než větry Země. Může to být způsobeno „solením“ - balistickým pohybem zrn písku, které se pohybují dále ve slabší gravitaci Marsu.

Včelí fronty dun v této oblasti se pohybují v průměru 0,5 metru za rok (i když zde může být výběr zkreslený, protože měří pouze duny s jasnými hranami závětří) a vlnky se pohybují v průměru 0,1 metru za rok.[14]

Galerie

  • Mapa MOLA zobrazující hranice Syrtis Major Planum a dalších regionů. Barvy označují nadmořské výšky.

  • Jasné pruhy v Syrtis Major způsobené větrem, jak je vidět THEMIS.

  • Kráter Jezero a oblast

  • Terén bohatý na vodu

  • Možný kanál přinášející do kráteru sediment

  • Jezero kráter delta - chemická změna vodou (ahoj )

  • Detekované hliněné materiály naznačují starodávné jezero

Viz také

Reference

  1. ^ A b Hiesinger, H .; Hlava (publikace ), J. W. (8. ledna 2004). „Hlavní vulkanická provincie Syrtis, Mars: Syntéza z údajů globálního průzkumu Marsu“ (PDF). Journal of Geophysical Research. 109 (E1): E01004. Bibcode:2004JGRE..10901004H. doi:10.1029 / 2003JE002143. E01004.
  2. ^ A b Zaměstnanci (4. března 2015). „PIA19303: Možné přistávací místo pro misi 2020: Kráter Jezero“. NASA. Citováno 7. března 2015.
  3. ^ A b Wray, James (6. června 2008). „Kanál do delty kráteru Jezero“. NASA. Citováno 6. března 2015.
  4. ^ A b „Webové stránky Mars Odyssey Mission THEMIS“. 23. října 2006. Citováno 8. září 2007.
  5. ^ Kiefer, Walter S. (30. května 2004). „Důkaz gravitace pro vyhynulou komoru magmatu pod Syrtis Major, Mars: pohled na magmatický vodovodní systém“. Dopisy o Zemi a planetách. 222 (2): 349–361. Bibcode:2004E & PSL.222..349K. doi:10.1016 / j.epsl.2004.03.009.
  6. ^ „Mars Express odhaluje větrem unášené usazeniny na Marsu“. Evropská kosmická agentura. 3. února 2012.
  7. ^ Morton, Oliver (2002). Mapování Marsu: Věda, představivost a zrod světa. New York: Picador USA. str.14 –15. ISBN  978-0-312-24551-1.
  8. ^ William Sheehan. „Planeta Mars: Historie pozorování a objevování - Kapitola 4: Areografové“. Citováno 7. září 2007.
  9. ^ A b Fawdon, P .; Skok, J. R .; Balme, M. R.; Vye-Brown, C. L .; Rothery, D. A .; Jordan, C. J. (květen 2015). „Geologická historie Nili Patera, Mars“ (PDF). Journal of Geophysical Research: Planets. 120 (5): 951–977. Bibcode:2015JGRE..120..951F. doi:10.1002 / 2015je004795. ISSN  2169-9097.
  10. ^ Hiesinger, H. (2004). „Hlavní vulkanická provincie Syrtis, Mars: Syntéza z údajů globálního průzkumu Mars“. Journal of Geophysical Research. 109 (E1): E01004. Bibcode:2004JGRE..109.1004H. doi:10.1029 / 2003je002143. ISSN  0148-0227.
  11. ^ Christensen, P. R .; McSween, H. Y .; Bandfield, J. L .; Ruff, S. W .; Rogers, A. D .; Hamilton, V. E .; Gorelick, N .; Wyatt, M. B .; Jakosky, B. M. (červenec 2005). "Důkazy pro magmatický vývoj a rozmanitost na Marsu z infračervených pozorování". Příroda. 436 (7050): 504–509. Bibcode:2005 Natur.436..504C. doi:10.1038 / nature03639. ISSN  0028-0836. PMID  16007077.
  12. ^ Skok, J. R .; Mustard, J. F .; Ehlmann, B.L .; Milliken, R.E .; Murchie, S.L. (31. října 2010). „Vklady oxidu křemičitého v kaldere Nili Patera ve vulkanickém komplexu Syrtis Major na Marsu“. Nature Geoscience. 3 (12): 838–841. Bibcode:2010NatGe ... 3..838S. CiteSeerX  10.1.1.655.7723. doi:10.1038 / ngeo990. ISSN  1752-0894.
  13. ^ Silvestro, S .; Fenton, LK .; Vaz, DA .; Bridges, N .; Ori, GG. (27. října 2010). „Zvlnění migrace a aktivita dun na Marsu: Důkaz pro procesy dynamického větru“. Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 37 (20): L20203. Bibcode:2010GeoRL..3720203S. doi:10.1029 / 2010 GL044743.
  14. ^ Bridges, N. T .; Ayoub, F .; Avouac, J.P .; Leprince, S .; Lucas, A .; Mattson, S. (2012). „Toky písku podobné Zemi jako na Marsu“. Příroda. 485 (7398): 339–342. Bibcode:2012Natur.485..339B. doi:10.1038 / příroda11022. ISSN  0028-0836. PMID  22596156.[trvalý mrtvý odkaz ]

externí odkazy