Cebrenia čtyřúhelník - Cebrenia quadrangle

Cebrenia čtyřúhelník
USGS-Mars-MC-7-CebreniaRegion-mola.png
Mapa čtyřúhelníku Cebrenia z dat Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA). Nejvyšší nadmořské výšky jsou červené a nejnižší modré.
Souřadnice 47 ° 30 'severní šířky 210 ° 00' západní délky / 47,5 ° N 210 ° W / 47,5; -210 Souřadnice : 47,5 ° N 210 ° W47 ° 30 'severní šířky 210 ° 00' západní délky /  / 47,5; -210
Eponym Země Cebrenia poblíž Troy
Obrázek čtyřúhelníku Cebrenia (MC-7). Severozápad obsahuje relativně hladké pláně; jihovýchod obsahuje Hecates Tholus (jedna ze tří sopek štítu Elysium) a Phlegra Montes (hřebenový systém).

Cebrenia nádvoří je jedním z řady 30 čtvercové mapy Marsu používaný United States Geological Survey (USGS) Astrogeology výzkumného programu . Čtyřúhelník se nachází v severovýchodní části východní polokoule Marsu a pokrývá 120 ° až 180 ° východní délky (180 ° až 240 ° západní délky) a 30 ° až 65 ° severní šířky. Čtyřúhelník používá Lambertovu konformní kuželovou projekci v nominálním měřítku 1: 5 000 000 (1: 5 M). Cebrenia čtyřúhelník je také označován jako MC-7 (Mars Chart-7). Zahrnuje část Utopia Planitia a Arcadia Planitia . Jižní a severní hranice čtyřúhelníku Cebrenia jsou široké přibližně 3065 km (1905 mi) a 1500 km (930 mi). Vzdálenost od severu k jihu je asi 2050 km (1270 mil) (o něco menší než délka Grónska). Čtyřúhelník pokrývá přibližnou plochu 4,9 milionu čtverečních km nebo něco málo přes 3% povrchu Marsu.

Původ jména

Cebrenia je teleskopická funkce albedo se středem na 50 ° severní šířky a 150 ° východní délky na Marsu. Tato funkce je pojmenována po Cebrénii , zemi nedaleko starověké Tróje. Název byl schválen Mezinárodní astronomickou unií (IAU) v roce 1958.

Fyziografie a geologie

Významnými rysy čtyřúhelníku jsou velké krátery Mie a Stokes, sopka , Hecates Tholus a skupina hor, Phlegra Montes. Tato oblast je z velké části plochá, hladká rovina, takže relativně velké krátery Mie a Stokes opravdu vyniknou. Region Galaxias má oblast chaosu, kde se zdá, že se zem zhroutila.

Viking II (součást programu Viking ) přistál poblíž Mie 3. září 1976. Jeho přistávací souřadnice byly 48 ° severní šířky a 226 ° západní délky.

Výsledky mise Viking II

Jak by vypadalo chodit po přistávací ploše

Obloha by byla světle růžová. Špína by také vypadala růžově. Povrch by byl nerovný; půda by se formovala do žlabů. Rozsáhly by se velké kameny. Většina skal má podobnou velikost. Mnoho z hornin by mělo na svých površích malé otvory nebo bubliny způsobené únikem plynu poté, co horniny vyšly na povrch. Některé balvany by kvůli větru vykazovaly erozi. Mnoho hornin se zdálo být posazených, jako by jim vítr odstranil velkou část půdy na jejich základnách. V zimě by většinu země pokryl sníh nebo mráz. Bylo by mnoho malých písečných dun, které jsou stále aktivní. Rychlost větru by obvykle byla 7 metrů za sekundu (16 mil za hodinu). Na povrchu půdy by byla tvrdá kůra podobná usazenině zvané caliche, která je běžná na jihozápadě USA. Tyto kůry jsou tvořeny roztoky minerálů pohybujících se nahoru půdou a odpařujících se na povrchu. Vědci v článku v časopise Science ze září 2009 tvrdili, že kdyby Viking II vykopal hlouběji jen čtyři palce, dosáhl by vrstvy téměř čistého ledu.

Analýza půdy

Obrázek z Marsu pořízený Vikingem 2

Půda připomínala půdu získanou zvětráváním čedičových láv . Testovaná půda obsahovala bohatý křemík a železo spolu s významným množstvím hořčíku , hliníku , síry , vápníku a titanu . Byly detekovány stopové prvky, stroncium a yttrium . Množství draslíku bylo pětkrát nižší než průměr zemské kůry. Některé chemikálie v půdě obsahovaly síru a chlor, které byly jako typické sloučeniny, které zůstaly po odpaření mořské vody. Síra byla koncentrovanější v kůře na povrchu půdy než v hromadné půdě pod ní. Síra může být přítomen jako sulfáty z sodíku , hořčíku, vápníku nebo železa. Je také možný sulfid železa. Spirit a Opportunity Rover oba našel sírany na Marsu. Společnost Opportunity Rover (přistála v roce 2004 s pokročilými přístroji) našla na Meridiani Planum síran hořečnatý a síran vápenatý . S využitím výsledků chemických měření minerální modely naznačují, že půda může být směsí asi 90% jílu bohatého na železo , asi 10% síranu hořečnatého ( kieserit ?), Asi 5% uhličitanu ( kalcit ) a asi 5% oxidů železa ( hematit , magnetit , goethit ?). Tyto minerály jsou typickými produkty zvětrávání vyvřelých vyvřelých hornin . Studie s magnety na palubě přistávacích modulů ukázaly, že půda obsahuje 3 až 7 procent hmotnostních magnetických materiálů. Magnetické chemikálie mohou být magnetit a maghemit . Mohly pocházet ze zvětrávání čedičové horniny. Pokusy provedené Mars Spirit Roverem (přistál v roce 2004) ukázaly, že magnetit může vysvětlit magnetickou povahu prachu a půdy na Marsu. Magnetit byl nalezen v půdě a nejmagnetičtější část půdy byla tmavá. Magnetit je velmi tmavý.

Hledejte život

Viking provedl tři experimenty, aby hledal život. Výsledky byly překvapivé a zajímavé. Většina vědců nyní věří, že údaje byly způsobeny anorganickými chemickými reakcemi půdy, ačkoli několik vědců stále věří, že výsledky byly způsobeny živými reakcemi. V půdě nebyly nalezeny žádné organické chemikálie. Suché oblasti Antarktidy však také nemají zjistitelné organické sloučeniny, ale mají organismy žijící ve skalách. Mars nemá téměř žádnou ozonovou vrstvu, jako je Země, takže UV světlo povrch sterilizuje a produkuje vysoce reaktivní chemikálie, jako jsou peroxidy, které by oxidovaly jakékoli organické chemikálie. Phoenix Lander objevili chemickou chloristan v marťanské půdě. Chloristan je silné oxidační činidlo, takže mohlo zničit všechny organické látky na povrchu. Pokud je na Marsu rozšířený, život na uhlíku by byl na povrchu půdy obtížný.

Světlou součástí je vodní led, který byl vystaven nárazům. Led byl identifikován pomocí CRISM na MRO. Poloha je 55,57 severu a 150,62 východu.

Výzkum, publikovaný v časopise Journal of Geophysical Research v září 2010, navrhuje, aby organické sloučeniny byly skutečně přítomny v půdě analyzované jak Vikingem 1, tak 2. Přistávací modul Phoenix Phoenix v roce 2008 detekoval chloristan, který může rozkládat organické sloučeniny. Autoři studie zjistili, že chloristan zničí organické látky při zahřátí a bude produkovat chloromethan a dichlormethan , což jsou identické sloučeniny chloru objevené oběma vikingskými landery, když provedli stejné testy na Marsu. Protože chloristan by rozbil jakoukoli marťanskou organickou látku, otázka, zda Viking našel život, je stále dokořán.

Led vystavený v nových kráterech

Působivý výzkum zveřejněný v časopise Science v září 2009 ukázal, že některé nové krátery na Marsu ukazují odkrytý, čistý vodní led. Po nějaké době led zmizí a odpařuje se do atmosféry. Led je hluboký jen několik stop. Led byl potvrzen kompaktním zobrazovacím spektrometrem (CRISM)] na palubě sondy Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Led byl nalezen na celkem 5 místech. Tři z těchto umístění jsou v Cebrenia čtyřúhelníku. Tato umístění jsou 55,57 ° severní šířky 150,62 ° východní délky , 43,28 ° severní šířky 176,9 ° východní délky a 45 ° severní šířky 164,5 ° východní délky . Tento objev dokazuje, že budoucí kolonisté na Marsu budou schopni získat vodu z nejrůznějších míst. Led lze vykopat, roztavit a poté rozebrat, čímž se získá čerstvý kyslík a vodík pro raketové palivo. Vodík je silné palivo používané hlavními motory raketoplánu55 ° 34 'severní šířky 150 ° 37 ' východní délky /  / 55,57; 150,6243 ° 17 'severní šířky 176 ° 54' východní délky /  / 43,28; 176,945 ° 00 'severní šířky 164 ° 30' východní délky /  / 45; 164,5

Ostatní krátery

Impaktní krátery mají obecně okraj s ejectou kolem, na rozdíl od sopečných kráterů obvykle nemají okraj nebo usazeniny ejecta. Krátery někdy zobrazují vrstvy. Vzhledem k tomu, že srážka, která vytváří kráter, je jako silná exploze, jsou kameny z hlubokého podzemí házeny na povrch. Krátery nám tedy mohou ukázat, co leží hluboko pod povrchem.

Hecates Tholus

Nedávný výzkum vede vědce k přesvědčení, že Hecates Tholus vybuchl explozivně asi před 350 miliony let, což pro Mars není tak dávno. Erupce vytvořily deprese na bocích sopky. A jen před pěti miliony let se uvnitř těchto depresí vytvořily ledovcové usazeniny. Některá údolí v Hecates vykazují paralelní odvodňovací schéma.

Interakce sopky a ledu

Předpokládá se, že pod povrchem Marsu je přítomno velké množství vodního ledu. Některé kanály leží poblíž sopečných oblastí. Když se horká podpovrchová roztavená hornina přiblíží k tomuto ledu, může se tvořit velké množství kapalné vody a bahna. Hrad Vallis v čtyřúhelníku Cebrenia se nachází poblíž velké sopky Elysium Mons , která mohla dodávat vodu k vytvoření kanálu. Hrad Vallis je zobrazen níže.

Galaxias region

Zdá se, že se zem v Galaxiasu zhroutila. Takové formy půdy na Marsu se nazývají „terén chaosu“. Galaxias Chaos se liší od mnoha jiných chaotických oblastí. Nemá přidružené odtokové kanály a nevykazuje velký výškový rozdíl mezi ním a okolní pevninou, jako většina ostatních oblastí chaosu. Výzkum Pedersena a Heada publikovaný v roce 2010 naznačuje, že Galaxias Chaos je místem sopečného toku, který pohřbil vrstvu bohatou na led, zvanou Vastitas Borealis Formation (VBF). Obecně se věří, že VBF je zbytek z materiálů bohatých na vodu usazený při velkých povodních. VBF mohla mít různou tloušťku a mohla obsahovat různá množství ledu. V řídké atmosféře Marsu by tato vrstva pomalu zmizela sublimací (změnou z pevné látky přímo na plyn). Jelikož některé oblasti by sublimovaly více než jiné, horní lávový uzávěr by nebyl rovnoměrně podepřen a praskl by. Praskliny / žlaby mohly začít sublimací a smršťováním podél okrajů lávového uzávěru. Stres z podkopání okraje víčka by způsobil praskliny v víčku. Místa s prasklinami by prošla větší sublimací, pak by se praskliny rozšířily a vytvořily hranatý terén charakteristický pro oblasti chaosu. Procesu sublimace mohlo napomáhat teplo (geotermální tok) z pohybů magmatu. Existují sopky, jmenovitě Elysium Montes a Hecates Tholus, poblíž kterých jsou s největší pravděpodobností obklopeny hráze, které by zahřály zem. Také teplejší období v minulosti by zvýšilo množství vody sublimující ze země.

Důkazy o ledovcích

Ledovce , volně definované jako skvrny aktuálně nebo nedávno tekoucího ledu, jsou považovány za přítomné na velkých, ale omezených plochách moderního marťanského povrchu a je z nich odvozeno, že byly někdy v minulosti rozšířenější. Konvexní laločnaté rysy na povrchu známé jako viskózní tokové prvky a zástěry laločnatých trosek , které vykazují charakteristiky nenewtonského toku , jsou nyní téměř jednomyslně považovány za skutečné ledovce. Řada dalších prvků na povrchu však byla také interpretována jako přímo spojená s tekoucím ledem, jako je rozrušený terén , liniové výplně údolí , koncentrické výplně kráterů a obloukovité hřebeny. Sublimace ledového ledu je také spojena s řadou povrchových textur, které lze vidět na snímkách středních a polárních oblastí.

,

Níže uvedené obrázky ukazují funkce, které jsou pravděpodobně spojeny s ledovci.

Kanály

Existují obrovské důkazy, že voda jednou tekla v údolích řek na Marsu. Snímky zakřivených kanálů byly pozorovány na snímcích z kosmické lodi Marsu z počátku sedmdesátých let pomocí orbiteru Mariner 9 . 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.

Kráterové podstavce

Kráter podstavce je kráter, jehož ejecta sedí nad okolním terénem a vytváří tak vyvýšenou plošinu (jako podstavec ). Vznikají, když impaktní kráter vysune materiál, který tvoří vrstvu odolnou proti erozi, což způsobí, že bezprostřední oblast bude erodovat pomaleji než zbytek regionu. Některé podstavce byly přesně naměřeny na stovky metrů nad okolní oblastí. To znamená, že stovky metrů materiálu byly rozrušeny. Výsledkem je, že kráter i jeho ejektová deka stojí nad okolím. Krátery podstavců byly poprvé pozorovány během misí námořníků .

Vrstvené struktury

Další obrázky v Cebrenia quadrangle

Ostatní čtyřúhelníky Marsu

Obrázek výše obsahuje odkazy, na které lze kliknoutKlikatelný obrázek 30 kartografických čtyřúhelníků Marsu definovaných USGS . Čísla čtyřúhelníků (počínaje MC pro „Mars Chart“) a jména odkazují na odpovídající články. Sever je nahoře; 0 ° S 180 ° Z / 0 ° severní šířky 180 ° západní délky / 0; -180 je zcela vlevo na rovníku . Mapové snímky pořídil Mars Global Surveyor .
( )

Interaktivní mapa Marsu

Acheron Fossae Acidalia Planitia Alba Mons Amazonis Planitia Aonia Planitia Arabia Terra Arcadia Planitia Argentea Planum Argyre Planitia Chryse Planitia Claritas Fossae Cydonia Mensae Daedalia Planum Elysium Mons Elysium Planitia Gale crater Hadriaca Patera Hellas Montes Hellas Planitia Hesperia Planum Holden crater Icaria Planum Isidis Planitia Jezero crater Lomonosov crater Lucus Planum Lycus Sulci Lyot crater Lunae Planum Malea Planum Maraldi crater Mareotis Fossae Mareotis Tempe Margaritifer Terra Mie crater Milankovič crater Nepenthes Mensae Nereidum Montes Nilosyrtis Mensae Noachis Terra Olympica Fossae Olympus Mons Planum Australe Promethei Terra Protonilus Mensae Sirenum Sisyphi Planum Solis Planum Syria Planum Tantalus Fossae Tempe Terra Terra Cimmeria Terra Sabaea Terra Sirenum Tharsis Montes Tractus Catena Tyrrhen Terra Ulysses Patera Uranius Patera Utopia Planitia Valles Marineris Vastitas Borealis Xanthe TerraMapa Marsu
Obrázek výše obsahuje odkazy, na které lze kliknoutInteraktivní mapa obraz o globální topografie Marsu . Umístěním kurzoru myši na obrázek zobrazíte názvy více než 60 významných geografických útvarů a kliknutím na ně odkazujete. Zbarvení základní mapy naznačuje relativní výšky , na základě údajů z laserového výškoměru Mars Orbiter na Mars Global Surveyor NASA . Bílé a hnědé označují nejvyšší nadmořské výšky (+12 až +8 km ); následované růžovými a červenými (+8 až +3 km ); žlutá je0 km ; greeny a blues jsou nižší výšky (až do−8 km ). Osy jsou zeměpisná šířka a délka ; Polární oblasti jsou známé.
(Viz také: Mapa Mars Rovers a mapa Mars Memorial ) ( zobrazitdiskutovat )


Viz také

Reference

externí odkazy