Tmavý pruh svahu - Dark slope streak
Pruhy tmavého svahu jsou úzké, lavinově podobné rysy běžné na svazích pokrytých prachem v rovníkové oblasti Marsu . Tvoří se v relativně strmém terénu , například podél srázů a stěn kráteru . Ačkoli byly poprvé rozpoznány na obrázcích Viking Orbiter z konce 70. let, tmavé pruhy svahů nebyly podrobně studovány, dokud nebyly na konci 90. a 2000. let k dispozici snímky s vyšším rozlišením z kosmických lodí Mars Global Surveyor (MGS) a Mars Reconnaissance Orbiter (MRO).
Fyzikální proces, který produkuje tmavé pruhy svahu, je stále nejistý. Pravděpodobně jsou způsobeny hromadným pohybem sypkého jemnozrnného materiálu na přetažených svazích (tj. Prachové laviny). Lavina narušuje a odstraňuje světlou povrchovou vrstvu prachu, aby odhalila tmavší substrát. Role, kterou při tvorbě pruhů hraje voda a další těkavé látky , pokud existují, je stále diskutována. Svahové pruhy jsou obzvláště zajímavé, protože jsou jedním z mála geologických jevů, které lze dnes pozorovat na Marsu.
Povaha pruhů na Marsu
Pruhy tmavého svahu jsou albedo rysy. Oku se jeví jako rozdíl jasu mezi pruhem a světlejším sklonem pozadí. Obvykle není vidět žádný topografický reliéf, který by odlišil pruh od jeho okolí, s výjimkou obrázků s nejvyšším rozlišením (<1 m / pixel). V mnoha případech je původní povrchová struktura svahu zachována a nepřetržitá napříč pruhem, jako by nebyla ovlivněna událostmi, které se podílejí na tvorbě tmavých pruhů (na obrázku vlevo). Celkový efekt je vzhledově ekvivalentní částečnému stínu vrhnutému po svažitém povrchu. Tato pozorování naznačují, že jakýkoli proces tvoří pruhy, ovlivňuje pouze nejtenčí vrstvu na povrchu. Šikmé pruhy jsou jen asi o 10% tmavší než jejich okolí, ale na obrázcích se často objevují černé, protože kontrast byl vylepšen ( natažen ).
Funkce Albedo pokrývají povrch Marsu v široké škále měřítek. Tvoří klasické světelné a tmavé značení viděné na Marsu prostřednictvím dalekohledů. (Viz Klasické rysy albeda na Marsu .) Značky jsou způsobeny rozdílným podílem prachu pokrývajícím povrch. Marťanský prach je jasná načervenalá okrové barvy, zatímco skalní podloží a půda ( regolith ) je tmavě šedá (barva nezměněném čediče ). Prašné oblasti na Marsu se tedy zdají světlé (vysoké albedo) a povrchy s vysokým procentem hornin a úlomků hornin jsou obecně tmavé (nízké albedo). Většina funkcí albeda na Marsu je způsobena větry, které odstraňují některé oblasti prachu a zanechávají za sebou temnější zpoždění. V jiných oblastech se usazuje prach a vytváří jasný povrch. Selektivní odstraňování a ukládání prachu je nejnápadnější kolem kráterů a jiných překážek, kde se tvoří různé pruhy (větrné ocasy) a skvrny.
Pruhy tmavého svahu jsou relativně malé prvky. (Viz A ve fotogalerii.) Liší se od větších albedo rysů spíše tím, že jsou vytvářeny gravitací než větrem, i když vítr může přispět k jejich počáteční tvorbě. (Viz B ve fotogalerii.) Příčina ztmavnutí je nejistá. Předpokládá se, že se jedná o velmi malé částice (částice písku , bahna a jílu ). Nejsou přítomny žádné dostatečně velké klastry , které by bylo možné zobrazit, a podkladní svah skalního podloží není nikdy vystaven (tj. Prach na povrchu prachu lavinuje). Při vytváření tmavšího tónu se zjevně podílejí další optické, mechanické nebo chemické vlastnosti.
Tmavé svahové pruhy obvykle sdílejí stejný svah s jinými pruhy svahu různých tónů. U nejtemnějších pruhů se předpokládá, že jsou nejmladší; mají okraje, které jsou ostřejší definované než pruhy, které nejsou tak tmavé. Tento vztah naznačuje, že pruhy se s věkem zesvětlují a stávají se více rozptýlenými, pravděpodobně proto, že jsou pokryty čerstvým prachem padajícím z atmosféry. Vybledlé tmavé pruhy svahu by neměly být zaměňovány s pruhy jasného svahu (popsáno níže). Na Marsu jsou prachové bouře běžné. Celá planeta je občas obklopena prachovou bouří, jak je vidět na obrázcích níže.
Mars bez prachové bouře v červnu 2001 (vlevo) a s globální prachovou bouří v červenci 2001 (vpravo), jak je vidět z průzkumu Mars Global Surveyor
Morfologie a výskyt
Při středním rozlišení (20–50 m / pixel) se tmavé pruhy svahu objevují jako tenká, paralelní vlákna zarovnaná dolů podél okrajů kráterů a srázů. Často jsou rovné, ale mohou mít také zakřivený nebo sigmoidní tvar. (Viz C ve fotogalerii.) Blíže tmavé pruhy svahu mají obvykle podlouhlé vějířovité tvary (na obrázku vpravo). Pohybují se od 20 do 200 metrů na šířku a jsou obvykle dlouhé několik set metrů až přes 1 000 metrů. Pruhy tmavého svahu delší než 2 kilometry jsou neobvyklé; většina končí na svahu a nevyčnívají dále na rovný terén.
Pruh obvykle začíná v jediném bodě ( vrcholu ) vysoko na svahu. Vrchol je často spojován s izolovaným malým hřebenem, knoflíkem nebo jinou oblastí místního strmení. U obrázků s vysokým rozlišením je na vrcholu někdy vidět malý impaktní kráter. Svahové pruhy rozšiřují sestupný sklon od vrcholu trojúhelníkovým způsobem, obvykle dosahují svých maximálních šířek krátkých do poloviny jejich délky. Jeden pruh svahu se může rozdělit na dva samostatné pruhy kolem překážky nebo vytvořit anastamosingový (pletený) vzor. (Viz D a E ve fotogalerii.) Na pruzích svahu se na jejich koncích dolů obvykle vyvine více prstů (digitalizace).
Obrázky z High Resolution Imaging Science Experiment ( HiRISE ) na MRO ukázaly, že mnoho pruhů svahů má úlevu , na rozdíl od dřívějších popisů, ve kterých nebylo vidět topografický rozdíl mezi pruhovaným a sousedním povrchem bez pruhů. Pruhovaný povrch je typicky asi o 1 m nižší než nepruhovaný povrch. Tento reliéf je viditelný pouze na obrázcích s maximálním rozlišením za optimálních podmínek sledování.
Tmavé svahové pruhy jsou nejběžnější v rovníkových oblastech Marsu, zejména v Tharsis , Arabia Terra a Amazonis Planitia (na obrázku vlevo). Vyskytují se mezi zeměpisnými šířkami 39 ° severní šířky a 28 ° jižní šířky. Na jejich severních hranicích se objevují přednostně na teplejších jižních svazích. Kupodivu jsou svahové pruhy také spojeny s oblastmi, které dosahují špičkových teplot 275 K (2 ° C), což je teplota blízká trojnásobnému bodu vody na Marsu. Tento vztah vedl některé vědce k domněnce, že kapalná voda se podílí na tvorbě pruhů temného svahu.
Zdá se, že tmavé pruhy svahu nekorelují s výškou nebo oblastmi konkrétní geologie podloží. Vyskytují se na široké škále svahových textur, včetně povrchů, které jsou hladké, nevýrazné a pravděpodobně mladé, stejně jako na starších, silně kráterových svazích. Vždy jsou však spojeny s oblastmi s vysokou drsností povrchu, vysokým albedem a nízkou tepelnou setrvačností , vlastnostmi, které naznačují strmé svahy pokryté spoustou prachu.
Bylo navrženo, že by se mohly tvořit pruhy, když akumulace suchého ledu začnou sublimovat hned po východu slunce. Noční mráz CO 2 je rozšířený v nízkých zeměpisných šířkách.
Mechanismus formování
Vědci navrhli řadu mechanismů pro tvorbu pruhů temných svahů. Nejrozšířenějším názorem je, že pruhy jsou výsledkem lavin prachu vytvářených suchým granulovaným tokem na přetáčených svazích. Laviny prachu připomínají volné sněhové laviny na Zemi. K uvolněným sněhovým lavinám dochází, když se sníh hromadí za chladných, téměř bezvětrných podmínek a vytváří suchý, práškový sníh s malou soudržností mezi jednotlivými sněhovými krystaly. Tento proces vytváří na povrchu sněhu velmi mělké koryto (sesuvy půdy), které se z dálky jeví poněkud tmavší než zbytek svahu.
Další modely zahrnují vodu, a to buď ve formě pružinových vypouštění, mokré nečistoty toků , nebo sezónní perkolace z chloridu bohatý solanky . S využitím údajů z neutronového spektrometru Mars Odyssey vědci zjistili, že svahové pruhy v povodí Schiaparelli se vyskytují v oblastech, u nichž se předpokládá výtěžek mezi 7,0 a 9,0 hmotnostními procenty vodně ekvivalentního vodíku (WEH) na rozdíl od typických hodnot pozadí méně než 4% WEH. Tento vztah naznačuje souvislost mezi vysokými procenty WEH a výskytem pruhů tmavého svahu. Jakýkoli proces, který vyžaduje objemné množství vody (např. Jarní výboje), se však zdá nepravděpodobný z důvodu celkové termodynamické nestability kapalné vody na Marsu.
Další model navrhuje, aby pruhy tmavých svahů byly produkovány proudy hustoty suchého prachu mazaného plynným oxidem uhličitým (CO 2 ). V tomto scénáři malý počáteční propad na povrchu uvolňuje plyn CO 2 adsorbovaný na podpovrchová zrna. Toto uvolnění vytváří tok prachu podporovaný plynem, který se pohybuje jako klesající proud proudu o husté hustotě. Tento mechanismus může pomoci vysvětlit neobvykle dlouhé pruhy svahu.
Některá pozorování naznačují, že tmavé pruhy svahu mohou být spuštěny nárazem. Fotografie pořízené společností CTX v letech 2007 a 2010 ukázaly, že se v aureole Olympus Mons objevil nový pruh . Následný snímek z HiRISE ukázal, že v horní části pruhu je nový kráter. Vědci dospěli k závěru, že náraz spustil nový pruh svahu. Další pruh spojený s nárazem byl nalezen v arabském čtyřúhelníku.
Nová řada, která byla způsobena nedávným dopadem, který vytvořil malý kráter, jak to viděla HiRISE. Poloha je arabský čtyřúhelník .
Výzkum, publikovaný v lednu 2012 v Ikaru, zjistil, že tmavé pruhy byly iniciovány výbuchem vzduchu z meteoritů pohybujících se nadzvukovou rychlostí. Tým vědců vedl vysokoškolák Kaylan Burleigh z Arizonské univerzity. Po spočítání asi 65 000 tmavých pruhů kolem místa dopadu skupiny 5 nových kráterů se objevily vzory. Počet pruhů byl největší blíže místu nárazu. Takže náraz nějak pravděpodobně způsobil pruhy. Distribuce pruhů také vytvořila vzor se dvěma křídly vyčnívajícími z místa nárazu. Zakřivená křídla připomínala šavle, zakřivené nože. Tento vzorec naznačuje, že interakce výbuchů vzduchu ze skupiny meteoritů dostatečně otřásla prachem, aby spustila laviny prachu, které tvořily mnoho tmavých pruhů. Nejprve se předpokládalo, že otřesy země způsobené nárazem způsobily laviny prachu, ale pokud by tomu tak bylo, tmavé pruhy by byly uspořádány symetricky kolem nárazů, než aby byly koncentrovány do zakřivených tvarů.
Kupa kráterů leží poblíž rovníku 510 mil) jižně od Olympu Mons na typu terénu zvaného formace Medusae Fossae. Formace je pokryta prachem a obsahuje větrem vyřezávané hřebeny zvané yardangs. Tyto yardangy mají strmé svahy silně pokryté prachem, takže když z nárazů dorazil zvukový třesk vzduchu, prach se začal pohybovat po svahu. Pomocí fotografií z Mars Global Surveyor a kamery HiRISE na sondě Mars Reconnaissance Orbiter NASA našli vědci každý rok asi 20 nových dopadů na Mars. Vzhledem k tomu, že kosmická loď zobrazovala Mars téměř nepřetržitě po dobu 14 let, lze novější snímky s podezřením na nedávné krátery porovnat se staršími snímky, aby bylo možné určit, kdy byly krátery vytvořeny. Vzhledem k tomu, že krátery byly spatřeny na snímku HiRISE z února 2006, ale nebyly přítomny na snímku Mars Global Surveyor pořízeném v květnu 2004, došlo k dopadu v tomto časovém rámci.
Největší kráter v kupě má průměr asi 22 metrů (72 stop) a je blízko oblasti basketbalového hřiště. Když meteorit cestoval marťanskou atmosférou, pravděpodobně se rozpadl; výsledkem byla těsná skupina kráterů. Na nějakou dobu byly vidět tmavé pruhy svahu a bylo vysvětleno mnoho nápadů. Tento výzkum mohl nakonec tuto záhadu vyřešit.
Obrázek ukazuje shluk kráterů a zakřivené linie tvořené výbuchem vzduchu z meteoritů. Meteority způsobily výbuch vzduchu, který způsobil laviny prachu na strmých svazích. Obrázek je z HiRISE.
Zblízka předchozího obrázku podél hranice světla / tmy. Tmavá čára uprostřed obrázku ukazuje hranici mezi světlou a tmavou oblastí zakřivených čar. Zelené šipky ukazují vysoké oblasti hřebenů. Uvolněný prach se pohyboval po strmých svazích, když cítil úder vzduchu z úderů meteoritu. Obrázek je z HiRISE.
Míra formace
Svahové pruhy jsou jedním z mála geomorfních útvarů, které se tvoří na povrchu dnešního Marsu. Nové pruhy byly poprvé identifikovány porovnáním snímků z Vikingských orbiterů 70. let se snímky stejných míst pořízenými kamerou MGS Mars Orbiter Camera (MOC) na konci 90. let. Přítomnost nových pruhů ukázala, že se na Marsu aktivně tvoří pruhy svahů, a to minimálně v ročním až desetiletém časovém horizontu. Pozdější statistické zpracování pomocí překrývajících se obrazů MOC s odstupem dnů až několika let ukázalo, že na Marsu se mohou vytvářet svahové pruhy rychlostí asi 70 za den. Pokud je přesná, tato míra naznačuje, že svahové pruhy jsou nejdynamičtějšími geologickými rysy pozorovanými na povrchu Marsu.
Tmavé pruhy svahu slábnou a mizí mnohem pomaleji, než se objevují nové. Většina pruhů identifikovaných na vikingských obrázcích je viditelná i po desetiletích, i když některé zmizely. Vědci usuzují, že pruhy se objevují 10krát rychleji, než zmizí, a že počet svahových pruhů na Marsu se za poslední tři desetiletí zvýšil. Je nepravděpodobné, že by tato nerovnováha přetrvávala po geologicky významnou dobu. Jedním z možných řešení nerovnováhy je to, že pruhy trvají po staletí, ale jsou hromadně otřeny po extrémně vzácných, ale divokých prachových bouřích (bouře o síle, které nebyly na Marsu od Vikingů pozorovány). Poté, co bouře odezní, je uložena silná vrstva čerstvého prachu, aby se zahájil nový cyklus tvorby pruhů. Nedávná studie publikovaná v Icarusu zjistila, že trvají asi 40 let. Vědci zkoumali oblast v Lycus Sulci pomocí vikingských snímků a snímků CTX z průzkumného družice Mars Reconnaissance Orbiter. Ty, které byly poprvé pozorovány u Vikingů, jsou pryč, ale byly nahrazeny novými.
Tmavé svahové pruhy se vyskytují ve spojení s nebo se povrchně podobají řadě dalších drobných rysů svahu souvisejících s Marsem. Patří mezi ně světlé pruhy svahu, lavinové jizvy a opakující se svahové linie. Vodní stopy jsou rysy, které se vyskytují v polárních oblastech Země. Připomínají tmavé pruhy svahu a opakující se linie svahu, ale na Marsu ještě nebyly popsány. Mnoho vlastností svahu na Marsu může pocházet z kontinua procesů s plýtváním suchou hmotou a menší fluviální (s vodou související) aktivitou, která zaujímá opačné koncové body. Vpusti jsou dalším znakem běžným na svazích na jižní polokouli Marsu ve střední šířce. V literatuře jim byla věnována velká pozornost, ale nejsou zde diskutovány.
Světlé pruhy svahu
Světlé pruhy svahu jsou pruhy, které mají světlejší tón (asi 2%) než jejich okolí. (Viz F ve fotogalerii.) Jsou mnohem vzácnější než pruhy tmavých svahů, ale oba typy pruhů mají podobné tvarosloví a vyskytují se ve stejných oblastech Marsu. Důkazy naznačují, že světlé pruhy svahu jsou starší než pruhy tmavého svahu. Nové světlé pruhy svahu nebyly nikdy pozorovány a na některých obrázcích lze vidět pruhy tmavého svahu, které překrývají světlé pruhy svahu, což naznačuje, že první jsou mladší než druhé. Je pravděpodobné, že světlé pruhy svahu se tvoří ze starých tmavých pruhů svahu, které prošly kolem částečně vybledlé fáze. Tento předpoklad je podporován geografickými důkazy, které naznačují, že světlé pruhy svahu jsou o něco častější v oblastech, kde je míra tvorby nových pruhů tmavého svahu nízká. Jinými slovy, oblasti s relativně mnoha jasnými pruhy bývají méně aktivní a obsahují vyšší populaci starých tmavých pruhů.
Lavinové jizvy
Oblasti s bohatými pruhy svahu také obsahují zjevně odlišnou třídu lavinových jizev. Jizvy svým tvarem a velikostí připomínají svahové pruhy. (Viz G ve fotogalerii) Obvykle jsou hluboké několik metrů a dlouhé stovky metrů. Začínají v jednom bodě (někdy malý, sotva vyřešený nárazový kráter) vysoko na svahu. Okraje vyzařují sestupně trojúhelníkovým způsobem. Asi v polovině dokumentovaných příkladů je na konci sestupu vidět nízko položená hromada trosek. Původně se nazývaly „lavinové jizvy tlusté metry“, tyto rysy se považovaly za odlišné od pruhů svahu. Obrázky s vyšším rozlišením z nástroje HiRISE na MRO však naznačují, že metrové lavinové jizvy a svahové pruhy spolu souvisejí a jsou součástí kontinua funkcí aktivního hromadného plýtvání tvořených prachovými lavinami.
Opakující se svahové linie (toky teplé sezóny)
V létě roku 2011 se ve Vědě objevil článek popisující novou třídu vlastností svahu s charakteristikami, které naznačují vznik sezónními úniky kapalné vody. (Viz H a I ve fotogalerii.) Funkce, které se říkalo „opakující se sklon lineae“ (RSL) , získaly značnou pozornost médií. RSL jsou úzká (0,5 až 5 metrů) tmavá značení, která se přednostně vyskytují na strmých svazích orientovaných na rovník na jižní polokouli mezi zeměpisnými šířkami 48 až 32 ° jižní šířky. Opakované obrázky HiRISE ukazují, že se značení objevují a postupně rostou během teplých ročních období a mizí v chladných ročních obdobích. RSL mají jen povrchní podobnost s pruhy tmavých svahů. Jsou mnohem menší na šířku a mají jiný vzorec geografického výskytu a vlastností svahu než tmavé pruhy svahu. Zdá se, že RSL se vyskytují na svazích podloží s sezónně vysokými povrchovými teplotami 250–300 K (–23–27 ° C). Tato umístění mohou upřednostňovat tok solných tekutin vycházejících z prosakování v určitých obdobích marťanského roku. Na rozdíl od RSL se zdá, že tmavé pruhy svahů se vyskytují sporadicky po celý marťanský rok a jejich spouštění se zdá být nezávislé na sezóně nebo velkých regionálních událostech.
Vodní stopy
Vodní dráhy jsou málo studované svahové prvky běžné v terénech s permafrostem v arktických a antarktických oblastech Země. Jsou to zóny se zvýšenou vlhkostí půdy, které směrují vodní spád přes horní část trvale zamrzlé země těsně pod povrchem ( ledový stůl ). Ačkoli vodní stopy nebyly na Marsu konkrétně identifikovány, několik vědců si všimlo jejich morfologické a spektroskopické podobnosti s pruhy marťanských svahů. Stejně jako tmavé pruhy svahu jsou vodní stopy úzké, sublineární rysy protáhlé ve směru sestupného směru. Obvykle vykazují mírnou temnotu vzhledem k jejich okolí a vykazují malou nebo žádnou detekovatelnou úlevu. Během podmínek špičkového proudění vypadají jako vlhké, potemnělé skvrny půdy, které jsou obvykle menší než 60 ma dlouhé několik set metrů. Zbarvení tmavého povrchu během zimy mizí ve stopách zmrzlé vody, což je činí téměř nezjistitelnými.
FOTOGALERIE
Na obrázcích níže se objevují tmavé pruhy a související funkce. Chcete-li zobrazit funkce popsané v titulku a textu, může být nutné zvětšit obrázek kliknutím na něj.
A. Tmavé pruhy svahu jsou drobné lineární albedo podél JV stěny kráteru. Porovnejte s mnohem větším albedem souvisejícím s větrem (oválná skvrna ve středu horní části obrazu). Tento snímek je THEMIS VIS ze sondy Mars Odyssey . Je široký asi 25 km. Sever je nahoře.
B. Tento temný pruh svahu mohl být iniciován větry od ďábla. Na vrcholu svahu je vidět tenká dráha ďábla. Tento snímek HiRISE Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) má průměr 1,8 km a je založen na Schorghofer et al., 2007, s. 136, obr.
C. Tmavé pruhy ve čtyřhranu Diacria , jak je vidět z kamery Mars Orbiter (MOC) na Mars Global Surveyor (MGS).
D. Tmavé pruhy svahu v oblasti Phlegra Dorsa z pohledu MOC . Pruh poblíž středu obrazu byl odkloněn kolem malého kopce. Obraz je asi 3 km (1,9 mil) napříč.
E. Pletený (anastomozující) pruh svahu v oblasti Lycus Sulci, jak je vidět z MOC . Morfologie se podobá vlastnostem produkovaným fuidizovaným tokem. Obraz je asi 3 km (1,9 mil) napříč.
F. Na stěně tohoto impaktního kráteru v Arabské terře, jak je vidět z MOC, se vyskytují tmavé i světlé svahy . Fotometrická analýza ukazuje, že jas pruhů je inherentní a není způsoben světelnými podmínkami nebo geometrií pohledu.
G. Mělké lavinové jizvy spojené s tmavým pruhem svahu. Pruh svahu má stejný ostrý vrchol a morfologii s trojúhelníkovými fazetami jako jizvy, což naznačuje, že oba typy rysů mají podobný původ. Obrázek je z HiRISE .
H. Opakující se svahové lineae, jak to vidí HiRISE .
I. Sezónní temné toky, „opakující se svahová linie“ (RSL), na svazích Marsu (2. listopadu 2007).
Tmavé pruhy svahu poblíž horní části kráteru podstavce, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish .
Tmavé svahové pruhy a vrstvy poblíž kráteru podstavce, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish.
Mladí i staří temní pruhy, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish . Poloha je čtyřúhelník Diacria .
Tmavé svahové pruhy, jak je vidět HiRISE v rámci programu HiWish Šipky ukazují, jak balvany ovlivnily tvar pruhů.
Tmavé svahové pruhy, jak je vidět HiRISE v rámci programu HiWish Šipky ukazují, jak balvany ovlivnily tvar pruhů.
Reference
Další čtení
- Barlow, NG (2008). Mars: Úvod do jeho interiéru, povrchu a atmosféry; Cambridge University Press: Cambridge, Velká Británie, ISBN 978-0-521-85226-5 .
- Hartmann, William, K. (2003). Průvodce cestovatele po Marsu: Tajemné krajiny Rudé planety; Pracovník: New York, ISBN 0-7611-2606-6 .