Valley network (Mars) - Valley network (Mars)

Síť rozvětvených údolí v Thaumasia čtyřúhelník, jak to vidí Viking Orbiter. Zorné pole je zhruba 200 km široké.

Valley sítě jsou rozvětvené sítě údolí na Mars které povrchně připomínají pozemské řeka povodí.[1] Vyskytují se hlavně vyříznutý do terénu Marsu jižní vysočina, a jsou obvykle - i když ne vždy - z Noachian věk (přibližně čtyři miliardy let). Jednotlivá údolí jsou obvykle široká méně než 5 kilometrů, i když se mohou na povrchu Marsu rozšířit až na stovky či dokonce tisíce kilometrů.

Forma, distribuce a předpokládaný vývoj údolních sítí jsou velmi důležité pro to, co nám mohou říci o historii kapaliny voda na povrchu Marsu, a tedy Mars ' klima Dějiny. Někteří autoři tvrdí, že vlastnosti sítí vyžadují, aby a hydrologický cyklus musel být aktivní na starověkém Marsu,[2] ačkoli toto zůstane sporné.[3] Námitky vyplývají hlavně z opakovaných výsledků modelů marťanské paleoklimatu navrhování dostatečně vysokých teplot a tlaků k udržení kapalné vody na povrchu nebylo na Marsu nikdy možné.[4]

Příchod obrazů povrchu s velmi vysokým rozlišením z HiRISE, THEMIS a Kontext (CTX) satelitní kamery i Orbitální laserový výškoměr Mars (MOLA) digitální modely terénu v posledním desetiletí drasticky zlepšily naše chápání sítí.

Formulář

Část údolní sítě poblíž Warrego Valles, viděný THEMIS. Délka obrazu je zhruba 50 km.

Údolí sítí jsou obvykle úzká (<0,5–4 km) a hluboká 50–200 m, přičemž ani jedna z hodnot se po jejich délce nemění důsledně. Jejich průřezová forma má tendenci se vyvíjet z tvaru V v horních tocích do tvaru U v dolním toku. Jednotlivá údolí vytvářejí vzájemně propojené rozvětvené sítě, obvykle méně než 200 km dlouhé a ústí do místních topografických minim.[1] Forma přítokových údolí je běžně popisována jako „podsaditá“ nebo podobný termín, což znamená krátké vzdálenosti od hlavních proudů a zakončení amfiteátru v jejich hlavách.[1][5] Mnoho autorů popsalo hustota drenáže sítí obvykle mnohem nižší, než by bylo vidět na Zemi,[6][7][8] i když v literatuře byla také uvedena míra, do jaké to může být artefakt rozlišení obrazu, degradace krajiny nebo zkreslení pozorovatele.[1][2]

Novější snímky však rovněž zdůraznily, že pojem „síť údolí“ zahrnuje širokou škálu různých forem údolí v celé řadě různých měřítek v různých marťanských geologických podmínkách.[2] Jakýkoli systém s rozvětveným údolím v měřítku menším než odtokový kanál lze nazvat údolní sítí, pravděpodobně zahrnující širokou škálu geomorfologické procesy formování. Některé údolní sítě běží přes marťanskou krajinu přes 2000 km. Některé mohou změnit šířku po proudu. Některé mají hustotu odvodnění, která odpovídá některým pozemským hodnotám.[9] Existují užší, méně hluboké údolní sítě, ale pravděpodobně jsou vzácnější než jejich větší ekvivalenty.[1]

Ve většině údolních sítí později Liparské procesy uložily na dně údolí větrem foukané sedimenty, které zakrývaly povahu kanálu, který je musel proříznout. Na Zemi je údolí deprese s rovnou podlahou, přes kterou migruje kanál, který nese vypouštění vody. Kvůli pozdějším usazeninám na Marsu však téměř ve všech případech není jasné, zda dna údolí obsahují jednotlivé struktury kanálů nebo zda jsou zcela zaplaveny událostmi proudění. Nanedi Valles je vzácný příklad, kdy byl identifikován kanál,[3] ačkoli nové snímky s vyšším rozlišením opět s časem odkrývají více takových struktur.[10] To vysvětluje v literatuře preferenci termínu „údolní síť“, spíše než „síť kanálů“, ačkoli některé práce mají tendenci tyto dva interpretovat při interpretaci těchto struktur.[2]

Distribuce a věk

Jemnější sítě údolí v okolí Candor Chasma, viděný HiRISE (kliknutím zvětšíte). Zorné pole je zhruba 3,5 km široké. Povrch, do kterého jsou údolí rozřezána, se zdá být erodující zpět.

Údolní sítě jsou velmi silně koncentrovány v kráterových jižních vrchovinách Marsu. The Hesperian -stáří láva roviny severní polokoule jsou obecně téměř zcela nerozpoznané. Existuje však značné množství výjimek z tohoto zevšeobecňování - zejména mnoho Hesperianů a mladších sopky přenášet sítě, stejně jako několik dalších oblastí.[1] Tato údolí také vypadají kvalitativně „čerstvější“ a méně degradovaná než údolí na vysočinách (např. Nanedi Vallis).

V jemnějších měřítcích je však distribuce údolí, kde jsou přítomna, vysoce nerovnoměrné a nesouvislé. Na vysočině není neobvyklé najít silně členité svahy bezprostředně sousedící s téměř zcela nezměněnými povrchy, a to jak v údolí, tak v povodí. Údolí jsou také regionálně seskupená, na severozápadě je malá pitva Arábie a jihozápad a jihovýchod od Hellas, ale hodně v Terra Cimmeria a jižně od rovníku od 20 ° E do 180 ° E. Jsou také mnohem výraznější na strmějších svazích,[2] například na okraje kráteru, ale opět se mohou vyskytovat pouze na jedné straně takového okraje.[1]

Bohužel obecně malá velikost jednotlivých povodí a relativní omezenost jejich základních údolí znamená, že datování údolních sítí konvenčními počítání kráteru techniky je extrémně obtížné (i když ne nemožné[11]). Koncentrace údolí v Noachian - jižní vysočina a její řídkost na severních Hesperianských pláních, nepřímo kombinovaná s nezávislými odhady mnohonásobného snížení globálních rychlostí eroze Marsu na konci Noachian,[12] pravděpodobně naznačuje, že většina sítí byla v tomto časném intervalu přerušena.[1] Kanály na hesperiánských površích však jednoznačně ukazují, že procesy formování údolí pokračovaly alespoň na některých místech alespoň po nějakou dobu po Noachianu. Některé důkazy o počítání kráterů dokonce naznačují, že se v USA mohly vytvořit některé horské sítě Amazonský.[11]

Vznik a důsledky pro historii marťanského podnebí

The Eberswalde delta, vidět MGS. Všimněte si meandrů s mezními hodnotami, které jsou nyní vidět v obrácený reliéf.

Mechanismy a předpokládané prostředí pro formování údolí zůstávají sporné. Procesy tak různorodé, jako je zalednění, hromadné plýtvání, poruchy a eroze CO2, větrem a lávou, byly všechny vyvolány v určitém okamžiku při vytváření některých sítí a v některých oblastech na Marsu mohou hrát důležitou roli lokálně. Většina autorů však souhlasí s tím, že kapalná voda musela hrát roli při tvorbě převážné části údolí, a to především na základě jak známého rozšířeného rozšíření ledu na Marsu, tak také fyzikálních vlastností kapalné vody (např. viskozita ), které mu téměř jednoznačně umožňují protékat tisíce kilometrů z kopce jako potoky.[1] Funkce kanálu, které jsou interpretovány jako erodované delty na úpatí některých sítí (např. V Eberswalde kráter ) jsou také jedinečně spojeny s tvorbou tekoucí vodou - například meandrující, klikaté kanály s meandrové meze, které mají vnitřně konzistentní hydraulické geometrie velmi blízce tomu, co by se dalo očekávat ve fluviálních kanálech na Zemi.[13] Nezávislé linie důkazů také naznačují existenci kapalné vody na povrchu nebo v jeho těsné blízkosti v různých dobách marťanské historie, například odpařuje na Meridiani Planum a všudypřítomná vodná alterace hornin v Columbia Hills, oba vyšetřovány Mars Exploration Rovers.

Kromě toho existuje několik různých scénářů, které byly pokročilé, aby zohlednily formu a distribuci v prostoru a čase v údolích. Každý z nich má svůj vlastní soubor implikací týkajících se paleoklimatu Marsu v době vzniku sítí. Některé z nich jsou shrnuty níže. Je také třeba zdůraznit, že stejně jako na Zemi, pravděpodobně budou fungovat různé formační mechanismy v různých dobách a na různých místech na povrchu Marsu.

V srpnu 2020 vědci uvedli, že údolní sítě v jižní vysočina z Mars mohou být tvořeny většinou pod ledovci, ne volně tekoucími vodami, což naznačuje, že raný Mars byl chladnější, než se myslelo, a že v jeho minulosti pravděpodobně došlo k rozsáhlému zalednění.[14][15][16]

1. Jako obvykle, podzemní voda pod ledem: Chladný, suchý Mars

Tento scénář se snaží popsat formování údolních sítí bez odvolání na podmínky nebo procesy odlišné od těch, o nichž je dnes známo, že dnes na Marsu existují. Modelování naznačuje, že na povrchu může docházet k prosakování podzemní vody i za moderních podmínek, ale velmi rychle zamrzne. Podle tohoto návrhu by však ledová pokrývka mohla izolovat vodu tekoucí pod ní natolik dobře, aby umožňovala dálkovou přepravu (a související erozi), podobně jako lávová trubice izoluje roztavenou lávu uvnitř.[17]

Údolí mají obvykle mnoho funkcí, které jsou na Zemi běžně (i když ne výlučně)[18]) spojený s prosakování podzemní vody - například čelní stěny podobné amfiteátru, konstantní šířka údolí po proudu, ploché podlahy nebo podlahy ve tvaru písmene U a strmé stěny.[19] Avšak bez nějakého mechanismu dobíjení pro předpokládané zvodnělé vrstvy produkující tuto prosakování, tj. Hydrologického cyklu jakéhokoli druhu, je extrémně nepravděpodobné, že by mohlo proniknout dostatek vody k proříznutí všech údolí vytvořených v Noachianu. Přesto může tento základní model zůstat užitečný při porozumění omezenějším údolím vytvořeným později v Hesperianu a Amazonii.[1]

2. Zdroje podzemní vody, hydrologický cyklus: Chladný, mokrý Mars

Tyto modely rozšiřují studený a suchý model Marsu představením mechanismů, pomocí nichž by mohly být podpovrchové vodonosné vrstvy poskytující podzemní vodu v rané historii Marsu dobíjeny. Vyžadují tedy dlouhodobý vodní cyklus v Noachianu, ale výslovně nevyžadují, aby tato voda byla kapalná nebo padala jako srážky. To znamená, že Mars nemusí být ve své rané historii teplý (tj. Nad bodem mrazu), v souladu se současnými klimatickými modely.[4]

Globální cirkulace podzemní vody

Bylo navrženo[20] že vodonosné vrstvy by mohly být dobíjeny v geologických časových měřítcích sekvencí sublimace zmrzlých prosaků, atmosférickou cirkulací páry do jižní polární ledové čepičky, redepozicí této na čepičku, bazálním tavením pod ledovou masou a cirkulací podzemní vody v globálním měřítku . Tento mechanismus je přitažlivý, protože vyžaduje jen málo domněnek o radikálně odlišném minulém podnebí a dobře zapadá do nezávislých teorií o původu Marsu odtokové kanály na terasy chaosu jako velká porušení zvodnělé vrstvy. Nicméně hydrostatická hlava dodávané tímto mechanismem nemohly napájet četné kanály ve výškách větších než je základna jižní polární čepičky.[21]

Místní cirkulace podzemní vody

Související model naznačuje, že lokálně generované teplo by mohlo způsobit lokální prosakování podzemní vody a dobíjení, ať už dotěrným vulkanismem[22] nebo nárazové topení.[23][24] Tato verze se však snaží vysvětlit delší a větší údolní sítě - pokud voda teče stovky nebo tisíce kilometrů od zdroje tepla, půda bude znovu zmrzlá a dobíjení již nebude možné.[1]

3. Plně aktivní hydrologický cyklus: Teplý, mokrý Mars

Mnoho sítí údolí Noachian má vlastnosti silně svědčící o původu distribuovaných srážek: rozvětvené sítě, údolí začínající na úzkých vrcholcích, příčné profily ve tvaru písmene V, difúzní chování kopců. Naopak s využitím pouze geomorfních důkazů je velmi náročné vytvořit silný argument proti původu srážením.[2] Srážení také poskytuje přímý mechanismus dobíjení podpovrchových vodonosných vrstev, které bezpochyby existují a jsou v některých případech důležité (jako na Zemi). K těmto srážkám mohlo dojít jako déšť nebo sníh (s následnou taveninou na zemi), ale buď vyžaduje výrazně vlhčí, a tedy teplejší a silnější atmosféru, než v současné době existuje. Teplejší a vlhčí Noachian je také podporován nezávislými pozorováními rychlosti zvětrávání hornin, Noachianského věku kráterová jezera a noachiánská geologie na místech přistání.

Hlavním problémem tohoto modelu je, že marťanské klimatické simulace mají potíže se spolehlivou simulací teplého, mokrého Noachiana, a to především kvůli vzdálenosti mezi sluncem a Marsem ve srovnání se Zemí a odvozené slabší Slunce v rané sluneční soustavě.[4] Dále CO2-H2Ve skleníkové atmosféře, která měla zahřát klima, měla zůstat rozsáhlá ložiska uhličitan skály, které nebyly nalezeny. Problémy také existují s udržováním takové atmosféry po dostatečně dlouhou dobu, aby se mohla vytvořit údolí, protože nezvětšené čediče tak převládající na Marsu by měly být extrémně účinné uhlíkové výlevky, zvláště pokud je povrch mokrý,[25] a pokračující dopady vesmíru v rané historii Marsu by měly rychle zbavit jakoukoli atmosféru.[26]

Řešení tohoto zjevného rozporu mohou zahrnovat exotické mechanismy, které nevyžadují trvalé CO2-H2Skleník, například epizodické zahřívání v důsledku vulkanismu nebo nárazů. Dalšími možnostmi (kromě nesprávné interpretace geologie a geomorfologie) jsou defekty fyziky nebo okrajové podmínky klimatických modelů - silnější Slunce, než předpovídá současná teorie, defektní předpoklady o stopových (ale silných) skleníkových plynech nebo selhání v parametrizace CO2 mraky.[1]

Je však možné, že další stopové plyny spolu s CO2, mohl tento paradox vyřešit. Ramirez et al. (2014)[27] ukázal, že CO2-H2 skleník by byl dostatečně silný na to, aby vytvořil teploty nad bodem mrazu nezbytné pro vznik údolí. Tento CO2-H2 následně bylo zjištěno, že skleník je ještě účinnější, než původně prokázali Ramirez et al. (2014),[28] teplými roztoky při koncentraci vodíku a CO2 tlaky již od 1%, respektive 0,55 bar.[29]

Reference

  1. ^ A b C d E F G h i j k l Carr, M.H. (2006), Povrch Marsu. Cambridge Planetary Science Series, Cambridge University Press.
  2. ^ A b C d E F Craddock, R.A. a Howard, A.D. (2002), Případ srážek na teplém a mokrém raném Marsu, J. Geophys. Res., 107 (E11), doi:10.1029 / 2001JE001505
  3. ^ A b Malin, M.C. a Carr, M.H. (1999), Tvorba podzemní vody v marťanských údolích, Nature, 397, 589-592
  4. ^ A b C Haberle, R.M. (1998), Early Climate Models, J. Geophys. Res., 103 (E12), 28467-79.
  5. ^ Baker, V. R. a Partridge, J. (1986), Malá marťanská údolí: nedotknutá a degradovaná morfologie, J. Geophys. Res., 91, 3561–3572
  6. ^ Pieri, D. (1976), Distribuce malých kanálků na povrchu Marsu, Icarus, 27,25–50
  7. ^ Brakenridge, G. R., H. E. Newsom a Baker, V.R. (1985), Starověké horké prameny na Marsu: Počátky a paleoenvironmentální význam malých marťanských údolí, Geologie, 13, 859–862
  8. ^ Clifford, S. M. (1993), Model pro hydrologické a klimatické chování vody na Marsu, J. Geophys. Res., 98, 10 973–11 016
  9. ^ Hynek, B.M. a Phillips, R.J. (2001), Evidence of rozsiahle denudation of the mars highlands, Geology, 29, 407-10
  10. ^ Jaumann, R. (2005), Marťanské údolní sítě a související říční rysy, jak je vidět z kamery Mars Express High Resolution Camera (HRSC), LPSC XXXVI, abstrakt 1815
  11. ^ A b Dohm, J.M. a Scott, D.H. (1993), Vztah mezi věky a výškou marťanských kanálů (abstrakt), Lunar Planet. Sci., XXIV, 407–408
  12. ^ Golombek, M.P., a Bridges, N.T. (2000), Rychlost eroze na Marsu a důsledky pro změnu klimatu: omezení z místa přistání Pathfinder, J. Geophys. Res., 105 (El), 1841-1853
  13. ^ Irwin, R.P. a Grant, J., předložili rukopis
  14. ^ „Brzy Mars byl pokryt ledovými příkrovy, ne tekoucími řekami: studie“. phys.org. Citováno 6. září 2020.
  15. ^ Jeřáb, Leah. „Starověká údolí na Marsu mohla být vytesána ledovci“. Nový vědec. Citováno 6. září 2020.
  16. ^ Grau Galofre, Anna; Jellinek, A. Mark; Osinski, Gordon R. (3. srpna 2020). "Tvorba údolí na počátku Marsu subglaciální a fluviální erozí". Nature Geoscience: 1–6. doi:10.1038 / s41561-020-0618-x. ISSN  1752-0908. S2CID  220939044. Citováno 6. září 2020.
  17. ^ Squyres, S.W. a Kasting, J.F. (1994), Early Mars: How warm and how wet ?, Věda, 265, 744-8.
  18. ^ Lamb, M.P., Howard, A.D., Johnson, J., Whipple, K.X., Dietrich, W.E. a Perron, T. (2006), Can Springs cut canyons into rock ?, J. Geophys. Res., 111, E07002, doi:10.1029 / 2005JE002663
  19. ^ Sharp, R.P., a Malin, M.C. (1975), Channels on Mars, Geol. Soc. Dopoledne. Bull., 86, 593-609.
  20. ^ Clifford, S.M. (1993), Model pro hydrologické a klimatické chování vody na Marsu, J. Geophys. Res., 98, 10973-1016
  21. ^ Carr, M.H. (2002), Zvýšení vlastností vody na Marsu: Důsledky pro cirkulaci podzemní vody, J. Geophys. Res., 107 (E12), 5131, doi:10.1029 / 2002JE001963.
  22. ^ Gulick, V.C. (1998), Magmatické průniky a hydrotermální původ říčních údolí na Marsu, J. Geophys. Res., 103, 19365-87.
  23. ^ Newsome, HE (1980), Hydrothermal alteration of impact melt sheets with implications for Mars, Icarus, 44, 207-16.
  24. ^ Salese, F., G. Di Achille, A. Neesemann, G. G. Ori a E. Hauber (2016), Hydrologické a sedimentární analýzy dobře zachovaných paleofluviálně-paleolakustrinních systémů v Moa Valles, Mars, J. Geophys. Res. Planety, 121, 194–232, doi: 10.1002 / 2015JE004891
  25. ^ Pollack, J. B., Kasting, J. F., Richardson, S. M. a Poliakoff, K. (1987), Případ teplého vlhkého podnebí na počátku Marsu, Icarus, 71, 203-24.
  26. ^ Carr, M.H. (1999), Retention of a atmosphere on early Mars, J. Geophys. Res., 104, 21897-909.
  27. ^ Ramirez, R. M., Kopparapu, R., Zugger, M. E., Robinson, T. D., Freedman, R., & Kasting, J. F. (2014). Oteplování raného Marsu pomocí CO2 a H2. Nature Geoscience, 7 (1), 59-63.
  28. ^ Wordsworth, R., Kalugina, Y., Lokshtanov, S., Vigasin, A., Ehlmann, B., Head, J., ... & Wang, H. (2017). Přechodné snížení oteplování skleníků na počátku Marsu. Geophysical Research Letters, 44 (2), 665-671
  29. ^ Ramirez, R.M. (2017) Teplejší a vlhčí řešení pro časný Mars a výzvy přechodného oteplování. Icarus, 297, 71-82

externí odkazy