Terra Cimmeria - Terra Cimmeria

MOLA mapa zobrazující hranice Terra Cimmeria a dalších blízkých regionů
Mapa MOLA zobrazující hranice Terra Cimmeria poblíž jižního pólu a dalších regionů

Terra Cimmeria je velká marťanská oblast se středem na 34 ° 42 'j. Š 145 ° 00 'východní délky / 34,7 ° J 145 ° V / -34.7; 145Souřadnice: 34 ° 42 'j. Š 145 ° 00 'východní délky / 34,7 ° J 145 ° V / -34.7; 145 a najeto 5 400 km (3 400 mil). Pokrývá zeměpisné šířky 15 N až 75 S a délky 170 až 260 W.[1] Leží v Eridania čtyřúhelník. Terra Cimmeria je jednou částí silně kráterované oblasti jižní vysočiny planety. The Spirit Rover přistál poblíž oblasti.

Slovo Cimmerium pochází od starověkých thráckých námořníků. Země byla vždy pokryta mraky a mlhou.[2]

Vizuální jevy vysoké nadmořské výšky, pravděpodobně kondenzační mrak,[3] byl nad tímto regionem vidět koncem března 2012.[4] NASA se ho pokusila pozorovat pomocí některých svých oběžných drah Marsu, včetně THEMIS nástroj na 2001 Mars Odyssey kosmická loď a MARCI na letišti Mars Reconnaissance Orbiter.[3][4]

Marťanské vpusti

Terra Cimmeria je umístění vpustí, které mohou být způsobeny nedávnou tekoucí vodou.[5][6] Vpusti se vyskytují na strmých svazích, zejména na stěnách kráterů. Předpokládá se, že vpusti jsou relativně mladí, protože mají jen málo kráterů, pokud vůbec nějaké. Leží navíc na písečných dunách, které jsou samy považovány za docela mladé. Obvykle má každá rokle výklenek, kanál a zástěru. Některé studie zjistily, že rokle se vyskytují na svazích, které směřují všemi směry,[7] jiní zjistili, že větší počet vpustí se nachází na svazích orientovaných na pole, zejména od 30–44 j.[8][9]

Ačkoli bylo předloženo mnoho nápadů k jejich vysvětlení,[10] nejoblíbenější zahrnují kapalnou vodu pocházející z vodonosná vrstva, od tání na základně staré ledovce, nebo z tání ledu v zemi, když bylo teplejší podnebí.[11][12]

Existují důkazy pro všechny tři teorie. Většina hlav odtokových výklenků se vyskytuje na stejné úrovni, jak by se dalo očekávat vodonosná vrstva. Různá měření a výpočty ukazují, že kapalná voda by mohla existovat ve vodonosných vrstvách v obvyklých hloubkách, kde začínají vpusti.[13] Jednou z variant tohoto modelu je, že stoupá horko magma mohl roztát led v zemi a způsobit proudění vody do zvodnělých vrstev. Vodonosné vrstvy jsou vrstvy, které umožňují průtok vody. Mohou se skládat z porézního pískovce. Vrstva zvodnělé vrstvy by byla posazena na další vrstvu, která brání tomu, aby voda klesala (z geologického hlediska by se tomu říkalo nepropustná). Protože je zabráněno tomu, aby voda ve vodonosné vrstvě klesala, jediný směr, kterým může zachycená voda proudit, je vodorovný. Nakonec by voda mohla vytéct na povrch, když aquifer dosáhne zlomu - jako stěna kráteru. Výsledný tok vody by mohl narušit zeď a vytvořit vpusti.[14] Podvodní vrstvy jsou na Zemi zcela běžné. Dobrým příkladem je „Weeping Rock“ Národní park Zion Utah.[15]

Pokud jde o další teorii, velká část povrchu Marsu je pokryta tlustým hladkým pláštěm, o kterém se předpokládá, že je směsí ledu a prachu.[16][17][18] Tento plášť bohatý na led, tlustý několik metrů, vyhlazuje zemi, ale místy má hrbolatou strukturu připomínající povrch basketbalu. Plášť může být jako ledovec a za určitých podmínek by se led, který je smíchán s pláštěm, mohl roztavit a stékat po svazích a vytvářet vpusti.[19][20][21] Protože na tomto plášti je několik kráterů, je plášť relativně mladý. Vynikající pohled na tento plášť je zobrazen níže na obrázku Ptolemaeus Crater Rim, jak je vidět HiRISE.[22]Plášť bohatý na led může být výsledkem klimatických změn.[23] Změny na oběžné dráze a sklonu Marsu způsobují významné změny v distribuci vodního ledu z polárních oblastí až do zeměpisných šířek ekvivalentních Texasu. V určitých klimatických obdobích opouští vodní pára polární led a vstupuje do atmosféry. Voda se vrací na zem v nižších zeměpisných šířkách jako nánosy mrazu nebo sněhu, které jsou velkoryse smíšeny s prachem. Atmosféra Marsu obsahuje velké množství jemných prachových částic. Vodní pára bude na částicích kondenzovat a poté v důsledku další hmotnosti vodního povlaku spadne na zem. Když je Mars v největším sklonu nebo šikmosti, mohly být z letní ledové čepičky odstraněny až 2 cm (0,79 palce) ledu a uloženy ve středních zeměpisných šířkách. Tento pohyb vody mohl trvat několik tisíc let a vytvořit vrstvu sněhu o tloušťce až přibližně 10 m (33 ft).[24][25] Když se led v horní části plášťové vrstvy vrací zpět do atmosféry, zanechává za sebou prach, který izoluje zbývající led.[26] Měření nadmořských výšek a sklonů vpustí podporuje myšlenku, že sněhové pokrývky nebo ledovce jsou spojeny s vpusti. Strmější svahy mají více stínu, který by chránil sníh.[8][27]Vyšší nadmořské výšky mají mnohem méně vpustí, protože led by měl tendenci sublimovat více v řídkém vzduchu vyšší nadmořské výšky.[28]

Třetí teorie je možná možná, protože změny klimatu mohou stačit k tomu, aby se led v zemi jednoduše rozpustil a vytvořil tak vpusti. Během teplejšího podnebí se prvních několik metrů půdy mohlo roztát a vytvořit „tok trosek“ podobný těm na suchém a chladném východním pobřeží Grónska.[29] Jelikož se vpusti vyskytují na strmých svazích, je pro zahájení toku zapotřebí pouze malé snížení smykové pevnosti půdních částic. Malé množství kapalné vody z roztaveného mletého ledu by mohlo stačit.[30][31] Výpočty ukazují, že třetinu mm odtoku lze vyrobit každý den po dobu 50 dnů každého marťanského roku, a to i za současných podmínek.[32]

Magnetické pruhy a desková tektonika

The Mars Global Surveyor (MGS) objevil magnetické pruhy v kůře Marsu, zejména v Phaethontis a Eridania čtyřúhelníky (Terra Cimmeria a Terra siréna ).[33][34] Magnetometr na MGS objevil 100 km (62 mi) široké pruhy zmagnetizované kůry běžící zhruba rovnoběžně až 2 000 kilometrů (1 200 mi). Tyto pruhy se střídají v polaritě se severním magnetickým pólem jednoho směřujícího nahoru od povrchu a severním magnetickým pólem dalšího směřujícím dolů.[35][36] Když byly v 60. letech na Zemi objeveny podobné pruhy, byly považovány za důkaz tektonika desek. Vědci se domnívají, že tyto magnetické pruhy na Marsu jsou důkazem krátké, rané doby deskové tektonické aktivity.[37][38][39] Když skály ztuhly, zachovaly si magnetismus, který v té době existoval. Předpokládá se, že magnetické pole planety je způsobeno pohyby tekutin pod povrchem. Počáteční data byla získána, když se MGS během aerobrakingu pohybovala blízko planety. Pozdější měření shromážděná po dobu 2 let z nadmořské výšky 400 km (250 mi) však ukázala, že magnetické prvky se dokonce shodovaly se známými prvky na povrchu.[40] Existují však určité rozdíly mezi magnetickými pruhy na Zemi a těmi na Marsu. Marťanské pruhy jsou širší, mnohem silněji zmagnetizované a nezdá se, že by se šířily z oblasti střední krustální šíření. Protože oblast obsahující magnetické pruhy je stará asi 4 miliardy let, předpokládá se, že globální magnetické pole pravděpodobně trvalo pouze prvních několik set milionů let života Marsu, kdy mohla teplota roztaveného železa v jádru planety byla dostatečně vysoká na to, aby to promíchala do magnetického dynama V blízkosti velkých nárazových nádrží, jako je Hellas, nejsou žádná magnetická pole. Šok z nárazu mohl vymazat zbytkovou magnetizaci ve skále. Takže magnetismus produkovaný časným pohybem tekutiny v jádře by po nárazech neexistoval.[41]

Když roztavená hornina obsahuje magnetický materiál, jako je např hematit (Fe2Ó3), ochlazuje a tuhne v přítomnosti magnetického pole, magnetizuje se a zaujímá polaritu pole pozadí. Tento magnetismus je ztracen pouze v případě, že se hornina následně zahřeje nad určitou teplotu (Curieův bod, který je pro železo 770 ° C). Magnetismus ponechaný v horninách je záznamem magnetického pole, když hornina ztuhla.[42]

Ledovce

Mnoho prvků na Marsu se považuje za ledovce s relativně tenkou vrstvou trosek, která brání tání ledu. Některé z těchto funkcí jsou zobrazeny na obrázcích níže. Podrobný popis najdete v článku Ledovce na Marsu.

  • Podlaha kráteru, jak ji vidí HiRISE pod Program HiWish. Drsný povrch byl produkován ledem opouštějícím zem. V kráteru se nahromadilo mnoho ledu, který je pokryt kameny a špínou.

  • Vrstvy pláště, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish. Plášť je bohatý na led a v určitých klimatických podmínkách padá z nebe. Přítomnost několika vrstev naznačuje, že pochází z oblohy v různých časech.

  • Kráter Arrhenius, jak je viděn kamerou CTX (zapnuto Mars Reconnaissance Orbiter ).

  • Ledové rysy v kráteru Arrhenius, jak je viděla HiRISE pod Program HiWish. Šipky ukazují na staré ledovce.

  • Cruls Crater, jak je vidět z kamery CTX (zapnuto Mars Reconnaissance Orbiter ). Šipky označují staré ledovce.

  • Staré ledovce v Cruls Crater, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish.

Duny

Když jsou perfektní podmínky pro výrobu písečných dun, stálý vítr v jednom směru a jen tolik písku, vytvoří se písečná duna Barchan. Barchani mají mírný sklon na straně větru a mnohem strmější sklon na straně závětří, kde se často tvoří rohy nebo zářez.[43] Může se zdát, že se celá duna pohybuje větrem. Pozorování dun na Marsu nám může říci, jak silné jsou větry a také jejich směr. Pokud jsou snímky pořizovány v pravidelných intervalech, lze na duně nebo na vlnách na povrchu duny vidět změny. Na Marsu mají duny často tmavou barvu, protože byly vytvořeny ze společného vulkanického skalního čediče. V suchém prostředí se tmavé minerály v čediči, jako je olivín a pyroxen, nerozkládají jako na Zemi. Ačkoli vzácný, nějaký tmavý písek se nachází na Havaji, který má také mnoho sopek vypouštějících čedič. Barchan je ruský výraz, protože tento typ duny byl poprvé spatřen v pouštních oblastech Turkistánu.[44]Část větru na Marsu vzniká, když se na jaře zahřívá suchý led u pólů. V té době tuhý oxid uhličitý (suchý led) sublimuje nebo se mění přímo na plyn a spěchá pryč vysokou rychlostí. Každý marťanský rok 30% oxidu uhličitého v atmosféře zamrzne a pokryje pól, který prožívá zimu, takže existuje velký potenciál pro silný vítr.[45]

  • Tmavé duny, jak je vidí HiRISE pod Program HiWish. Temné duny jsou složeny z vyvřeliny čedič. Tmavé pole uprostřed fotografie ukazuje oblast zvětšenou na dalším obrázku. Stupnice je dlouhá 500 metrů.

  • Zblízka temných dun, jak je vidět pod HiRISE pod Program HiWish. Obraz je ve své nejdelší dimenzi o něco více než 1 km. Umístění tohoto obrázku je zobrazeno na předchozím obrázku.

  • Duny, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Poloha je Eridania čtyřúhelník.

  • Duny na dně kráteru, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish

  • Široký pohled na duny poblíž kráterů, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zavřít pohled na duny, jak je vidět HiRISE v rámci programu HiWish

  • Blízký pohled na duny poblíž kráteru, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish

  • Zavřít, barevný pohled na duny, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

Galerie

  • Povrch na podlaze kráteru, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Kanál, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Kanál na podlaze kráteru, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Skupina kráterů pravděpodobně kvůli rozpadu asteroidu.

  • Hřebeny vystavené zpod tmavé vrstvy, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Kanál, který erodoval skrz hřeben vrásek, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish Šipka ukazuje místo, kde kanál erodoval skrz hřeben.

Interaktivní mapa Marsu

Acheron FossaeAcidalia PlanitiaAlba MonsAmazonis PlanitiaAonia PlanitiaArabia TerraArcadia PlanitiaArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumElysium MonsElysium planitiaKráter GaleHadriaca PateraHellas MontesHellas PlanitiaHesperia planumHolden kráterIcaria PlanumIsidis PlanitiaJezero kráterKráter LomonosovLucus PlanumLycus SulciLyotský kráterLunae PlanumMalea planumMaraldi kráterMareotis FossaeMareotis TempeMargaritifer TerraKráter MieKráter MilankovičNepenthes MensaeNereidum MontesNilosyrtis MensaeNoachis TerraOlympica FossaeOlympus MonsPlanum AustralePromethei TerraProtonilus MensaeSirénaSisyphi PlanumSolis PlanumSýrie PlanumTantalus FossaeTempe TerraTerra CimmeriaTerra SabaeaTerra sirénaTharsis MontesTractus CatenaTyrrhen TerraUlysses PateraUranius PateraUtopia PlanitiaValles MarinerisVastitas BorealisXanthe TerraMapa Marsu
Obrázek výše obsahuje odkazy, na které lze kliknoutInteraktivní 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

  1. ^ http://planetarynames.wr.usgs.gov/Features/5930[trvalý mrtvý odkaz ]
  2. ^ Blunck, J. 1982. Mars a jeho satelity. Výstavní tisk. Smithtown, NY
  3. ^ A b Alan Boyle - Vysvětlil Marsův záhadný mrak (2012) - MSNBC
  4. ^ A b Alan Boyle -Na Marsu byl spatřen tajemný mrak (2012) - MSNBC
  5. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_004071_1425
  6. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_001948_1425
  7. ^ Edgett, K. a kol. 2003. Marťanské vpusti v polárních a středních šířkách: Pohled z MGS MOC po 2 marťanských letech na mapovací oběžné dráze. Měsíční planeta. Sci. 34. Abstrakt 1038.
  8. ^ A b http://www.planetary.brown.edu/pdfs/3138.pdf
  9. ^ Dickson, J. a kol. 2007. Marťanské vpusti v jižních středních zeměpisných šířkách Marsu Důkazy o klimaticky řízené tvorbě mladých fluviálních útvarů na základě místní a globální topografie. Ikar: 188. 315–323
  10. ^ http://www.psrd.hawaii.edu/Aug03/MartianGullies.html
  11. ^ Heldmann, J. a M. Mellon. Pozorování marťanských vpustí a omezení mechanismů formování potenciálu. 2004. Ikar. 168: 285–304.
  12. ^ Zapomeňte na F. a kol. 2006. Příběh planety Mars z jiného světa. Praxis Publishing. Chichester, Velká Británie.
  13. ^ Heldmann, J. a M. Mellon. 2004. Pozorování marťanských vpustí a omezení mechanismů formování potenciálu. Icarus. 168: 285-304
  14. ^ http://www.space.com/scienceastronomy/mars_aquifer_041112.html
  15. ^ Harris, A a E. Tuttle. 1990. Geologie národních parků. Nakladatelská společnost Kendall / Hunt. Dubuque, Iowa
  16. ^ Malin, M. a K. Edgett. 2001. Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: Meziplanetární plavba primární misí. J. Geophys. Res .: 106> 23429–23570
  17. ^ Mustard, J. a kol. 2001. Důkazy o nedávných změnách klimatu na Marsu z identifikace mladistvého přízemního ledu. Příroda: 412. 411–414.
  18. ^ Carr, M. 2001. Mars Global Surveyor, pozorování fretovaného terénu. J. Geophys. Res .: 106. 23571-23595.
  19. ^ Zprávy NBC
  20. ^ http://www.pnas.org/content/105/36/13258.full
  21. ^ Head, J. a kol. 2008. Formace vpustí na Marsu: Vazba na nedávnou historii klimatu a sluneční záření mikroprostředí implikuje vznik toku povrchové vody. PNAS: 105. 13258–13263.
  22. ^ Christensen, P. 2003. Tvorba nedávných vpustí Marsu roztavením rozsáhlých sněhových nánosů bohatých na vodu. Příroda: 422. 45–48.
  23. ^ http://news.nationalgeographic.com/news/2008/03/080319-mars-gullies_2.html
  24. ^ Jakosky B. a M. Carr. 1985. Možné srážení ledu v nízkých zeměpisných šířkách Marsu během období vysoké šikmosti. Příroda: 315. 559–561.
  25. ^ Jakosky, B. a kol. 1995. Chaotická šikmost a povaha marťanského podnebí. J. Geophys. Res .: 100. 1579–1584.
  26. ^ MLA NASA / Jet Propulsion Laboratory (2003, 18. prosince). Mars může vzniknout z doby ledové. ScienceDaily. Citováno 19. února 2009 z https://www.sciencedaily.com/releases/2003/12/031218075443.htmAds[trvalý mrtvý odkaz ] by GoogleAdvertise
  27. ^ Dickson, J. a kol. 2007. Marťanské vpusti v jižních středních zeměpisných šířkách Marsu Důkazy o klimaticky řízené tvorbě mladých fluviálních útvarů na základě místní a globální topografie. Ikar: 188. 315–323.
  28. ^ Hecht, M. 2002. Metastabilita kapalné vody na Marsu. Ikar: 156. 373–386.
  29. ^ Peulvast, J. Physio-Geo. 18. 87–105.
  30. ^ Costard, F. a kol. 2001. Debris Flows on Mars: Analogy with Terrestrial Periglacial Environment and Climatic Implications. Lunar and Planetary Science XXXII (2001). 1534.pdf
  31. ^ http://www.spaceref.com:16090/news/viewpr.html?pid=7124[trvalý mrtvý odkaz ],
  32. ^ Clow, G. 1987. Tvorba kapalné vody na Marsu roztavením prašného sněhu. Ikar: 72. 93–127.
  33. ^ Barlow, N. 2008. Mars: Úvod do jejího interiéru, povrchu a atmosféry. Cambridge University Press
  34. ^ Zapomeňte na Françoise; Costard, François; Lognonné, Philippe (12. 12. 2007). Planet Mars: Story of Another World. ISBN  978-0-387-48925-4.
  35. ^ Taylor, Fredric W. (10. 12. 2009). Vědecký průzkum Marsu. ISBN  978-0-521-82956-4.
  36. ^ ISBN  978-0-521-85226-5
  37. ^ Connerney, J. a kol. 1999. Magnetické lineace ve starověké kůře Marsu. Věda: 284. 794–798.
  38. ^ Langlais, B. a kol. 2004. Magnetické pole kůry Marsu. Journal of Geophysical Research. 109: EO2008
  39. ^ Sprenke, K. a L. Baker. 2000. Magnetizace, palemagnetické póly a polární putování po Marsu. Icarus. 147: 26–34.
  40. ^ Connerney, J. a kol. 2005. Tektonické důsledky Marsu krustální magnetismus. Sborník Národní akademie věd USA. 102: 14970–14975
  41. ^ Acuna, M. a kol. 1999. Globální distribuce magnetizace kůry objevená experimentem MAG / ER Mars Global Surveyor. Věda. 284: 790–793.
  42. ^ http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=31028&fbodylongid=645
  43. ^ Pye, Kenneth; Haim Tsoar (2008). Liparské písky a písečné duny. Springer. p. 138. ISBN  9783540859109.
  44. ^ http://www.britannica.com/EBchecked/topic/53068/barchan
  45. ^ Mellon, J. T .; Feldman, W. C .; Prettyman, T. H. (2003). "Přítomnost a stabilita přízemního ledu na jižní polokouli Marsu". Icarus. 169 (2): 324–340. Bibcode:2004Icar..169..324M. doi:10.1016 / j.icarus.2003.10.022.

externí odkazy