Wegener (marťanský kráter) - Wegener (Martian crater)

Kráter na Měsíci viz Wegener (měsíční kráter).
Kráter Wegener
Mapwegenercrater.jpg
Mapa Topo ukazující umístění kráteru Wegener
PlanetaMars
KrajArgyre čtyřúhelník
Souřadnice64 ° 36 'j. Š 4 ° 00 ′ západní délky / 64,6 ° J 4 ° Z / -64.6; -4Souřadnice: 64 ° 36 'j. Š 4 ° 00 ′ západní délky / 64,6 ° J 4 ° Z / -64.6; -4
ČtyřúhelníkArgyre čtyřúhelník
Průměr68,51 km
EponymAlfred Wegener

Wegener je impaktní kráter v Argyre čtyřúhelník z Mars, který se nachází na 64,6 ° jižní šířky a 4,0 ° západní délky. Měří přibližně 68,5 kilometrů v průměru a byl pojmenován po německém geofyzikovi Alfred Wegener (1880–1930). Název byl schválen IAU Pracovní skupina pro nomenklaturu planetárního systému v roce 1973.[1]

Popis

Kráter Wegener, jak je vidět z kamery CTX (zapnuto) Mars Reconnaissance Orbiter )
Kráter Wegener ukazující rozmrazování dun, jak je vidět z kamery CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Tmavé skvrny jsou místa, kde mráz z temných dun zmizel. Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrazu kráteru Wegener.

Na dunách ve vyšších zeměpisných šířkách Marsu se objevují tmavé skvrny. V těchto místech mohou být minerální zrna pokryta tenkým filmem vody, který může ovlivnit chemické zvětrávání minerálů a pomoci přežít možným marťanským organismům. Studie prokázaly, že na povrchu Marsu v určitých dobách a na určitých místech mohou občas existovat tenké vrstvy vody. Místy by v teplejších obdobích dne mohly být přítomny tenké vrstvy kapalné vody po dobu 38 solů (marťanské dny).[2][3]Na dunách ve vyšších zeměpisných šířkách Marsu se objevují tmavé skvrny.

Někdy se poblíž skvrn tvoří gejzíry. Mají dva hlavní rysy (tmavé dunové skvrny a pavoučí kanály), které se objevují na začátku marťanského jara na dunových polích pokrytých oxidem uhličitým (CO2 nebo „suchý led“), zejména na hřebenech a svazích dun; na začátku zimy zmizí. Tvar tmavých skvrn je obecně kulatý, na svazích je obvykle podlouhlý.[4][5]

Se silnějším slunečním svitem jara v určitých oblastech tryskají plynné oxidy uhličité ve vzduchu temný prach. Tento tmavý prach zvýší absorpci světla a způsobí, že teplota krátkodobě stoupne tam, kde může existovat voda.[6]

Viz také

Reference

  1. ^ „Místopisný člen planetární nomenklatury | Wegener“. usgs.gov. Mezinárodní astronomická unie. Citováno 4. března 2015.
  2. ^ Zent, ​​A.P., Haberle, R.M., Howard, C.H., Jakosky, B.M., 1993. Spojený model podpovrchové mezní vrstvy vody na Marsu. J. Geophys. Res. 98, 3319–3337.
  3. ^ Mohlmann, D., 2004. Voda na povrchu horního Marsu ve středních a nízkých zeměpisných šířkách: přítomnost, stav a důsledky. Ikarus 168, 318–323.
  4. ^ Horváth, A .; Kereszturi, Á .; Bérczi, Sz .; et al. (2005). „Každoroční změna marťanských DDS-seepages“ (PDF). Měsíční a planetární věda XXXVI. Citováno 24. listopadu 2008.
  5. ^ Gánti, Tibor; András Horváth; Szaniszló Bérczi; Albert Gesztesi; Eörs Szathmáry (12. – 16. Března 2001). Pravděpodobné důkazy nedávné biologické aktivity na Marsu: Vzhled a růst skvrn temné duny v jižní polární oblasti (PDF). 32. výroční konference o lunární a planetární vědě. Houston, Texas. Citováno 20. listopadu 2008.
  6. ^ Kereszturi, A., E. Rivera-Valentin. 2012. Umístění tenkých vrstev kapalné vody na dnešním Marsu. Ikar: 221, 289–295.