Geologie Marsu - Geology of Mars
Geologie Marsu je vědecký výzkum povrchu, kůry a vnitřek planety Mars . Zdůrazňuje složení, strukturu, historii a fyzikální procesy, které formují planetu. Je to analogické s oborem pozemské geologie . V planetární vědě je termín geologie v nejširším slova smyslu používán ke studiu pevných částí planet a měsíců. Termín zahrnuje aspekty geofyziky , geochemie , mineralogie , geodézie a kartografie . Neologismus , areology , z řeckého slova Ares (Mars), někdy se zdá, jako synonymum pro Mars geologii v populárních médiích a pracuje sci-fi (např Kim Stanley Robinson je Mars trilogie ).
Geologická mapa Marsu (2014)
Globální marťanská topografie a rozsáhlé funkce
Složení Marsu
Mars je diferencovaná, pozemská planeta.
InSight Lander Posláním je určen ke studiu nitru Marsu. Mise přistála 26. listopadu 2018 a nasadí citlivý seismometr, který umožní mapy 3D struktury hlubokého interiéru.
Globální fyziografie
Mars má řadu výrazných, rozsáhlých povrchových rysů, které indikují typy geologických procesů, které na planetě v průběhu času fungovaly. Tato část představuje několik větších fyziografických oblastí Marsu. Tyto regiony společně ilustrují, jak geologické procesy zahrnující vulkanismus , tektonismus , vodu, led a dopady formovaly planetu v globálním měřítku.
Hemisférická dichotomie
Severní a jižní polokoule Marsu se od sebe v topografii a fyziografii nápadně liší . Tato dichotomie je základním globálním geologickým rysem planety. Severní část je obrovská topografická deprese. Asi jedna třetina povrchu (většinou na severní polokouli) leží o 3–6 km výškově níže než jižní dvě třetiny. Jedná se o reliéfní funkci prvního řádu srovnatelnou s výškovým rozdílem mezi kontinenty Země a oceánskými pánvemi. Dichotomie je také vyjádřena dvěma dalšími způsoby: jako rozdíl v hustotě impaktního kráteru a tloušťce kůry mezi oběma hemisférami. Hemisféra jižně od hranice dichotomie (často nazývaná jižní vysočina nebo vrchovina) je velmi silně kráterová a starobylá, charakterizovaná členitým povrchem, který se datuje do období těžkého bombardování . Naopak nížiny severně od hranice dichotomie mají málo velkých kráterů, jsou velmi hladké a ploché a mají další rysy, které naznačují, že od vytvoření jižní vysočiny došlo k rozsáhlému přebroušení. Třetí rozdíl mezi oběma polokoulemi je v tloušťce kůry. Topografické a geofyzikální údaje o gravitaci naznačují, že kůra v jižních vysočinách má maximální tloušťku asi 58 km (36 mil), zatímco kůra v severních nížinách „vrcholí“ v tloušťce kolem 32 km (20 mi). Umístění hranice dichotomie se mění v zeměpisné šířce na Marsu a závisí na tom, který ze tří fyzických výrazů dichotomie je zvažován.
O původu a stáří hemisférické dichotomie se stále vedou spory. Hypotézy původu obecně spadají do dvou kategorií: jedna, dichotomie byla vytvořena událostmi s velkým dopadem nebo několika velkými dopady na počátku historie planety (exogenní teorie) nebo dvěma, dichotomie byla vytvořena ztenčením kůry na severní polokouli pláštěm konvekce, převrácení nebo jiné chemické a tepelné procesy ve vnitřku planety (endogenní teorie). Jeden endogenní model navrhuje ranou epizodu deskové tektoniky produkující tenčí kůru na severu, podobnou tomu, co se vyskytuje při šíření hranic desek na Zemi. Ať je původ jakýkoli, marťanská dichotomie se zdá být extrémně stará. Nová teorie založená na Southern Polar Giant Impact a ověřená objevem dvanácti hemisférických zarovnání ukazuje, že exogenní teorie se zdají být silnější než endogenní teorie a že Mars nikdy neměl deskovou tektoniku, která by mohla změnit dichotomii. Data z laserového výškoměru a radaru znějící z kosmických lodí na oběžné dráze identifikovala velký počet struktur o velikosti pánve, které byly dříve skryty ve vizuálních obrazech. Tyto funkce, nazývané kvazikruhové prohlubně (QCD), pravděpodobně představují opuštěné impaktní krátery z období těžkého bombardování, které jsou nyní pokryty dýhou mladších ložisek. Studie počítání kráterů QCD naznačují, že podkladový povrch na severní polokouli je přinejmenším stejně starý jako nejstarší exponovaná kůra na jižní vysočině. Starověk dichotomie významně omezuje teorie jejího původu.
Sopečné provincie Tharsis a Elysium
Rozsáhlá hranice dichotomie na západní polokouli Marsu je mohutná vulkanotektonická provincie známá jako oblast Tharsis nebo Tharsisova boule. Tato obrovská, vyvýšená struktura má průměr tisíce kilometrů a pokrývá až 25% povrchu planety. V průměru 7–10 km nad nulovým bodem (marťanská „hladina moře“) obsahuje Tharsis nejvyšší výšky na planetě a největší známé sopky ve sluneční soustavě. Tři obrovské sopky, Ascraeus Mons , Pavonis Mons a Arsia Mons (souhrnně známé jako Tharsis Montes ), sedí zarovnané SV-JZ podél hřebene boule. Rozlehlá Alba Mons (dříve Alba Patera) zaujímá severní část regionu. Obrovská štítová sopka Olympus Mons leží mimo hlavní výdutě, na západním okraji provincie. Extrémní masivnost Tharsisu způsobila obrovské napětí na litosféře planety . Výsledkem je, že z Tharsis vyzařují nesmírné extenzivní zlomeniny ( drapáky a trhliny v údolí ), které se rozprostírají v polovině planety.
Menší sopečné centrum leží několik tisíc kilometrů západně od Tharsis v Elysiu . Sopečný komplex Elysium je asi 2,000 km v průměru a se skládá ze tří hlavních sopky, Elysium Mons , hecates tholus a Albor Tholus . Elysiová skupina sopek je myšlenka být poněkud odlišný od Tharsis Montes, v tom vývoji prvního zahrnoval jak lávy tak pyroclastics .
Velké nárazové pánve
Na Marsu je několik obrovských kruhových dopadových pánví. Největší, která je snadno viditelná, je pánev Hellas, která se nachází na jižní polokouli. Jedná se o druhou největší potvrzenou nárazovou strukturu na planetě se středem asi 64 ° východní délky a 40 ° jižní šířky. Centrální část pánve (Hellas Planitia) má průměr 1 800 km a je obklopena širokou, silně erodovanou prstencovou strukturou ráfku charakterizovanou těsně rozmístěnými členitými nepravidelnými horami ( masivy ), které pravděpodobně představují vztyčené, vyražené bloky staré kůry před povodím . (Viz například Anseris Mons .) Starověké vulkanické konstrukty s nízkým reliéfem (horské paterae) se nacházejí v severovýchodní a jihozápadní části okraje. Dno pánve obsahuje tlustá, strukturně složitá sedimentární ložiska, která mají dlouhou geologickou historii ukládání, eroze a vnitřní deformace. Nejnižší nadmořské výšky na planetě se nacházejí v povodí Hellasu, přičemž některé oblasti dna pánve leží více než 8 km pod vztažným bodem.
Další dvě velké nárazové struktury na planetě jsou pánve Argyre a Isidis . Stejně jako Hellas se Argyre (průměr 800 km) nachází v jižní vysočině a je obklopen širokým prstencem hor. Hory v jižní části okraje, Charitum Montes , mohly být v určitém bodě historie Marsu nahlodány údolními ledovci a ledovými příkrovy. Povodí Isidis (v průměru zhruba 1 000 km) leží na hranici dichotomie asi na 87 ° východní délky. Severovýchodní část okraje pánve byla narušena a nyní je pohřbena ložisky severních plání, což dává pánvi půlkruhový obrys. Severozápadní okraj pánve je charakterizován obloukovitými drapáky ( Nili Fossae ), které jsou obvodové k pánvi. Jedna další velká pánev, Utopie , je zcela pohřbena ložisky severních plání. Jeho obrys je jasně rozpoznatelný pouze z údajů o výškoměru. Všechny velké pánve na Marsu jsou extrémně staré, sahají až do pozdního těžkého bombardování. Předpokládá se, že jsou věkově srovnatelné s povodími Imbrium a Orientale na Měsíci.
Rovníkový kaňonový systém
Blízko rovníku na západní polokouli leží obrovský systém hlubokých, propojených kaňonů a žlabů souhrnně známých jako Valles Marineris . Systém kaňonu se rozprostírá na východ od Tharsisu v délce přes 4 000 km, což je téměř čtvrtina obvodu planety. Pokud by byl Valles Marineris umístěn na Zemi, překlenul by šířku Severní Ameriky. Kaňony jsou místy až 300 km široké a 10 km hluboké. Valles Marineris, často srovnávaný se zemským Grand Canyonem , má velmi odlišný původ než jeho jemnější, takzvaný protějšek na Zemi. Grand Canyon je do značné míry produktem vodní eroze. Marťanské rovníkové kaňony byly tektonického původu, tj. Vznikaly většinou zlomením. Mohly by být podobné údolím Východoafrické pukliny . Kaňony představují povrchový výraz silného extenzivního napětí v marťanské kůře, pravděpodobně kvůli zatížení z boule Tharsis.
Chaotický terén a odtokové kanály
Terén na východním konci Valles Marineris graduje do hustých spletitých nízkých zaoblených kopců, které jako by vznikly kolapsem horských povrchů a vytvářely široké, suťové dutiny. Tyto oblasti, nazývané chaotický terén , označují hlavy obrovských odtokových kanálů , které se z chaotického terénu vynořují v plné velikosti a prázdné ( debouch ) na sever do Chryse Planitia . Přítomnost aerodynamických ostrovů a dalších geomorfických rysů naznačuje, že kanály byly s největší pravděpodobností vytvořeny katastrofickým uvolňováním vody z vodonosných vrstev nebo táním podpovrchového ledu. Tyto rysy však mohly být také tvořeny hojnými sopečnými lávovými proudy pocházejícími z Tharsis. Kanály, mezi něž patří Ares , Shalbatana , Simud a Tiu Valles, jsou podle pozemských standardů obrovské a toky, které je formovaly, jsou odpovídajícím způsobem obrovské. Například maximální výtlak požadovaný k vyřezání 28 km širokého Ares Vallis se odhaduje na 14 milionů metrů krychlových (500 milionů krychlových stop) za sekundu, což je více než deset tisícnásobek průměrného průtoku řeky Mississippi.
Ledové čepice
Polární ledové čepičky jsou dobře známými teleskopickými rysy Marsu, které poprvé identifikoval Christiaan Huygens v roce 1672. Od 60. let minulého století víme, že sezónní čepice (ty, které v dalekohledu rostou a sezónně ubývají) jsou složeny z oxidu uhličitého ( CO 2 ) led, který kondenzuje z atmosféry, když teploty klesají na 148 K, bod mrazu CO 2 , během polárního zimního času. Na severu se led CO 2 v létě zcela rozptyluje ( sublimuje ) a zanechává za sebou zbytkovou čepici vodního (H 2 O) ledu. Na jižním pólu zůstává v létě malá zbytková čepice ledu CO 2 .
Oba zbytkové ledové kryty překrývají tlustá vrstvená ložiska vloženého ledu a prachu. Na severu tvoří vrstvená ložiska 3 km vysokou plošinu o průměru 1 000 km, která se nazývá Planum Boreum . Podobná kilometr silná plošina Planum Australe leží na jihu. Oba plana (latinský množný název planum) jsou někdy považovány za synonyma polárních ledových čepic, ale trvalý led (na obrázcích viděný jako vysoké albedo, bílé povrchy) tvoří pouze relativně tenký plášť v horní části vrstvených ložisek. Vrstevnatá ložiska pravděpodobně představují střídající se cykly ukládání prachu a ledu způsobené klimatickými změnami souvisejícími se změnami orbitálních parametrů planety v průběhu času (viz také Milankovitchovy cykly ). Polární vrstvená ložiska jsou jedny z nejmladších geologických jednotek na Marsu.
Geologická historie
Funkce Albedo
Ze Země není na Marsu vidět topografie. Jasné oblasti a tmavé značky pozorované dalekohledem jsou albedo rysy. Jasný, červeno- okrová oblasti jsou místa, kde jemný prach pokrývá povrch. Mezi světlé oblasti (kromě polárních čepic a mraků) patří Hellas, Tharsis a Arabia Terra . Tmavě šedé značky představují oblasti, které vítr smetl z prachu a zanechal za sebou spodní vrstvu tmavého, skalnatého materiálu. Tmavá označení jsou nejzřetelnější v širokém pásu od 0 ° do 40 ° jižní šířky. Nejvýraznější tmavé značení, Syrtis Major Planum , je však na severní polokouli. Klasický rys albedo, Mare Acidalium ( Acidalia Planitia ), je další prominentní tmavou oblastí na severní polokouli. Je také přítomen třetí typ oblasti, meziprodukt v barvě a albedo, a předpokládá se, že představuje oblasti obsahující směs materiálu ze světlých a tmavých oblastí.
Impaktní krátery
Impaktní krátery byly na Marsu poprvé identifikovány kosmickou lodí Mariner 4 v roce 1965. Raná pozorování ukázala, že marťanské krátery byly obecně mělčí a hladší než lunární krátery, což naznačuje, že Mars má aktivnější historii eroze a ukládání než Měsíc.
V jiných aspektech se marťanské krátery podobají lunárním kráterům. Oba jsou produkty dopadů hypervelocity a vykazují progresi typů morfologie s rostoucí velikostí. Marťanské krátery pod průměrem asi 7 km se nazývají jednoduché krátery; jsou ve tvaru misky s ostrými vyvýšenými okraji a mají poměr hloubky/průměru asi 1/5. Marťanské krátery se mění z jednoduchých na složitější typy o průměru zhruba 5 až 8 km. Komplexní krátery mají centrální vrcholy (nebo vrcholové komplexy), relativně ploché podlahy a terasování nebo sesouvání podél vnitřních stěn. Složité krátery jsou v poměru k jejich šířkám mělčí než jednoduché krátery, přičemž poměry hloubka/průměr se pohybují od 1/5 u jednoduchého až složitého přechodového průměru (~ 7 km) do asi 1/30 pro kráter o průměru 100 km. Další přechod nastává v průměrech kráterů přibližně 130 km, protože centrální vrcholy se mění v soustředné prstence kopců a vytvářejí vícekruhové pánve .
Mars má největší rozmanitost typů impaktních kráterů ze všech planet ve sluneční soustavě. Je to částečně proto, že přítomnost skalnatých i těkavých vrstev v podpovrchové vrstvě produkuje řadu morfologií i mezi krátery ve stejných velikostních třídách. Mars má také atmosféru, která hraje roli v emplatační emulaci a následné erozi. Kromě toho má Mars míru sopečné a tektonické aktivity natolik nízkou, že jsou stále zachovány starodávné erodované krátery, a přesto dostatečně vysokou, aby se znovu vynořila velká území a produkovala různorodou populaci kráterů velmi rozdílného věku. Na Marsu bylo katalogizováno přes 42 000 impaktních kráterů o průměru větším než 5 km a počet menších kráterů je pravděpodobně nespočet. Hustota kráterů na Marsu je nejvyšší na jižní polokouli, jižně od hranice dichotomie. Zde se nachází většina velkých kráterů a pánví.
Morfologie kráteru poskytuje informace o fyzické struktuře a složení povrchu a podpovrchu v době nárazu. Například velikost centrálních vrcholů v marťanských kráterech je větší než srovnatelné krátery na Merkuru nebo na Měsíci. Centrální vrcholy mnoha velkých kráterů na Marsu mají navíc na svých vrcholech krátery v jámách. Centrální krátery v jámách jsou na Měsíci vzácné, ale na Marsu a ledových satelitech vnější sluneční soustavy jsou velmi běžné. Velké centrální vrcholy a množství kráterů v jámách pravděpodobně naznačují přítomnost blízkého povrchu ledu v době nárazu. Polárně o 30 stupňů zeměpisné šířky se forma starších impaktních kráterů zaokrouhluje („ změkčuje “) zrychlením dotvarování půdy přízemním ledem.
Nejpozoruhodnějším rozdílem mezi marťanskými krátery a jinými krátery ve sluneční soustavě je přítomnost lalokových (fluidizovaných) ejecta přikrývek. Mnoho kráterů v rovníkových a středních zeměpisných šířkách na Marsu má tuto formu morfologie vyvržení, o které se předpokládá, že vzniká, když dopadající předmět roztaví led v podpovrchové ploše. Kapalná voda ve vyvrženém materiálu vytváří bahnitou kaši, která proudí po povrchu a vytváří charakteristické tvary laloků. Kráter Yuty je dobrým příkladem opevněného kráteru , kterému se tak říká kvůli valovitému okraji jeho ejecta deky.
Obrázek HiRISE jednoduchého paprskovitého kráteru na jihovýchodním křídle Elysium Mons.
THEMIS obrázek komplexního kráteru s fluidizovaným ejektem. Všimněte si centrálního vrcholu s jámovým kráterem.
Vikingský orbiterový obrázek kráteru Yuty ukazující lobate ejecta.
THEMIS detailní pohled na ejecta z kráteru o průměru 17 km při 21 ° j. Š., 285 ° v. Všimněte si výrazného valu.
Marťanské krátery jsou běžně klasifikovány podle jejich vysunutí. Krátery s jednou ejecta vrstvou se nazývají jednovrstvé ejecta (SLE) krátery. Krátery se dvěma superponovanými ejecta deky se nazývají dvouvrstvé ejecta (DLE) krátery a krátery s více než dvěma ejecta vrstvami se nazývají vícevrstvé ejecta (MLE) krátery. Předpokládá se, že tyto morfologické rozdíly odrážejí rozdíly v složení (tj. Mezivrstevný led, skála nebo voda) v podpovrchové vrstvě v době nárazu.
Marťanské krátery vykazují velkou rozmanitost konzervačních stavů, od extrémně čerstvých po staré a erodované. Degradované a naplněné impaktní krátery zaznamenávají v geologickém čase variace vulkanické , fluviální a eolické aktivity. Krátery na podstavci jsou krátery s vysunutými sedadly nad okolním terénem, které tvoří vyvýšené plošiny. Vyskytují se proto, že ejecta kráteru tvoří odolnou vrstvu, takže oblast nejbližší kráteru eroduje pomaleji než zbytek regionu. Některé podstavce jsou stovky metrů nad okolním prostorem, což znamená, že byly zničeny stovky metrů materiálu. Krátery na podstavci byly poprvé pozorovány během mise Mariner 9 v roce 1972.
Vulkanismus
Sopečné struktury a tvary pokrývají velké části povrchu Marsu. Nejnápadnější sopky na Marsu se nacházejí v Tharsis a Elysium . Geologové se domnívají, že jedním z důvodů, proč sopky na Marsu mohly růst tak velké, je to, že Mars má ve srovnání se Zemí méně tektonických hranic. Láva ze stacionárního horkého místa se dokázala hromadit na jednom místě na povrchu po mnoho stovek milionů let.
Vědci nikdy nezaznamenali aktivní výbuch sopky na povrchu Marsu. Hledání tepelných podpisů a povrchových změn v posledním desetiletí nepřineslo důkaz o aktivním vulkanismu.
17. října 2012 zvědavost vozítko na Marsu v „ Rocknest “ provedl první rentgenové difrakční analýzy na Marsu půdy . Výsledky z analyzátoru CheMin roveru odhalily přítomnost několika minerálů, včetně živců , pyroxenů a olivínu , a naznačily, že marťanská půda ve vzorku byla podobná „zvětralým čedičovým půdám “ havajských sopek . V červenci 2015 stejný rover identifikoval tridymit ve vzorku horniny z kráteru Gale, což vedlo vědce k závěru, že křemičitý vulkanismus mohl hrát mnohem větší roli v sopečné historii planety, než se dříve předpokládalo.
Sedimentologie
Tekoucí voda se zdá být běžná na povrchu Marsu v různých bodech jeho historie, a zejména na starověkém Marsu. Mnoho z těchto toků vytesalo povrch, vytvářelo údolní sítě a vytvářelo sediment. Tento sediment byl znovu uložen v celé řadě vlhkých prostředí, včetně naplavených ventilátorů , meandrujících kanálů, delt , jezer a snad i oceánů. Procesy ukládání a přepravy jsou spojeny s gravitací. Kvůli gravitaci, souvisejícím rozdílům v tokech vody a rychlostech proudění, odvozeným z distribucí velikosti zrn, byly marťanské krajiny vytvářeny různými podmínkami prostředí. Přesto existují i jiné způsoby, jak odhadnout množství vody na starověkém Marsu (viz: Voda na Marsu ). Podzemní voda se podílí na cementaci Liparských sedimentů a tvorbě a transportu široké škály sedimentárních minerálů včetně jílů, síranů a hematitu .
Když byl povrch suchý, vítr byl hlavním geomorfickým činitelem. Větrně poháněná písková těla, jako jsou megaripple a duny, jsou na moderním marťanském povrchu extrémně běžná a Opportunity zdokumentovala na svém traverzu hojné eolické pískovce . Ventifakty , jako Jake Matijevic (skála) , jsou dalším Liparským reliéfem na Marťanském povrchu.
Na Marsu je místně přítomna také řada dalších sedimentologických facií, včetně ledovcových ložisek , horkých pramenů , ložisek pohybu suché hmoty (zejména sesuvy půdy ) a kryogenního a periglaciálního materiálu. Důkazy o starověkých řekách, jezerech a dunových polích byly v zachovaných vrstvách pozorovány rovery v kráteru Meridiani Planum a Gale.
Společné vlastnosti povrchu
Podzemní voda na Marsu
Jedna skupina výzkumníků navrhla, aby některé vrstvy na Marsu byly způsobeny podzemní vodou stoupající k povrchu na mnoha místech, zejména uvnitř kráterů. Podle teorie se podzemní voda s rozpuštěnými minerály dostala na povrch, v kráterech a později kolem nich, a pomohla vytvářet vrstvy přidáním minerálů (zejména síranu) a cementováním sedimentů. Tuto hypotézu podporuje model podzemní vody a sírany objevené v širokém okolí. Vědci nejprve zkoumáním povrchových materiálů pomocí Opportunity Rover zjistili, že podzemní voda opakovaně stoupala a ukládala sírany. Pozdější studie s přístroji na palubě sondy Mars Reconnaissance Orbiter ukázaly, že stejné druhy materiálů existují ve velké oblasti, která zahrnovala Arábii.
Zajímavé geomorfologické rysy
Laviny
19. února 2008 snímky získané kamerou HiRISE na sondě Mars Reconnaissance Orbiter ukázaly velkolepou lavinu, ve které úlomky považované za jemně zrnitý led, prach a velké bloky spadly ze 700 metrů vysokého útesu . Důkaz laviny zahrnoval prachová mračna stoupající z útesu poté. Tyto geologické události jsou teoreticky příčinou geologických vzorců známých jako svahové pruhy.
Možné jeskyně
Vědci z NASA, kteří studují obrázky z kosmické lodi Odyssey, zaznamenali asi sedm jeskyní na bocích sopky Arsia Mons na Marsu . Vchody do jámy měří od 100 do 252 metrů (328 až 827 stop) na šířku a předpokládá se, že budou hluboké nejméně 73 až 96 metrů (240 až 315 stop). Viz obrázek níže: jámy byly neformálně pojmenovány (A) Dena, (B) Chloe, (C) Wendy, (D) Annie, (E) Abby (vlevo) a Nikki a (F) Jeanne. Dena podlaha byla pozorována a bylo zjištěno, že je 130 m hluboká. Další vyšetřování ukázalo, že se nejednalo nutně o „světlíky“ lávových trubic. Kontrola snímků vedla k dalším objevům hlubokých jam. USGS Astrogeology Science Center nedávno vyvinula globální databázi (MG C 3 ) více než 1 000 kandidátů na marťanské jeskyně v Tharsis Montes . V roce 2021 vědci používají algoritmy strojového učení k rozšíření databáze MG C 3 po celém povrchu Marsu.
Bylo navrženo, aby lidští průzkumníci na Marsu mohli použít lávové trubice jako úkryty. Jeskyně mohou být jedinými přírodními strukturami, které nabízejí ochranu před mikrometeoroidy , UV zářením , slunečními erupcemi a částicemi s vysokou energií, které bombardují povrch planety. Tyto vlastnosti mohou zlepšit uchování biosignatur po dlouhou dobu a učinit z jeskyní atraktivní astrobiologický cíl při hledání důkazů o životě mimo Zemi.
Jeskyně na Marsu („Jeanne“), jak ji viděl Mars Reconnaissance Orbiter .
HiRISE detailní záběr na Jeanne ukazující odpolední osvětlení východní stěny šachty.
Mapa více než 1 000 možných vchodů do jeskyně v Tharsis Montes
Obrácená úleva
Některé oblasti Marsu vykazují převrácený reliéf, kde se nad hladinou nyní nacházejí rysy, které kdysi byly depresemi, jako proudy. Předpokládá se, že materiály jako velké horniny byly uloženy v nízko položených oblastech. Později větrná eroze odstranila většinu povrchových vrstev, ale zanechala za sebou odolnější usazeniny. Dalšími způsoby, jak dosáhnout převrácené pomoci, může být láva stékající po korytě potoka nebo materiály cementované minerály rozpuštěnými ve vodě. Na Zemi jsou materiály stmelené oxidem křemičitým vysoce odolné vůči všem druhům erozních sil. Příklady obrácených kanálů na Zemi se nacházejí ve formaci Cedar Mountain poblíž Green River v Utahu . Obrácený reliéf ve tvaru potoků je dalším důkazem proudění vody na povrchu Marsu v minulých dobách. Obrácený reliéf ve formě proudových kanálů naznačuje, že klima bylo jiné - mnohem vlhčí - když se vytvořily obrácené kanály.
V článku publikovaném v lednu 2010 velká skupina vědců podpořila myšlenku hledání života v kráteru Miyamoto kvůli obráceným kanálům proudu a minerálům, které naznačovaly minulost vody.
Obrázky dalších příkladů převráceného terénu jsou uvedeny níže z různých částí Marsu.
Obrácené proudy poblíž Juventae Chasma, jak je viděn Mars Global Surveyor . Tyto proudy začínají na vrcholu hřebene a poté se táhnou společně.
Obrácený kanál s mnoha větvemi v čtyřúhelníku Syrtis Major .
Obrácené streamové kanály v kráteru Antoniadi , jak je vidí HiRISE . Obrázek čtyřúhelníku Syrtis Major .
Obrácený kanál v kráteru Miyamoto , jak jej vidí HiRISE . Obrázek se nachází v čtyřúhelníku Margaritifer Sinus . Měřítko je 500 metrů dlouhé.
Adirondack ( duch ) |
Barnacle Bill ( host ) |
Bathurst Inlet ( zvědavost ) |
Big Joe ( Viking ) |
Block Island ( příležitost ) M |
Bounce ( příležitost ) |
Korunovace ( zvědavost ) |
El Capitan ( příležitost ) |
Esperance ( příležitost ) |
Goulburn ( zvědavost ) |
Tepelný štít ( příležitost ) M |
Home Plate ( Spirit ) |
Hottah ( zvědavost ) |
Jake Matijevic ( zvědavost ) |
Poslední šance ( příležitost ) |
Odkaz ( zvědavost ) |
Ostrov Mackinac ( příležitost ) M |
Mimi ( duch ) |
Oileán Ruaidh ( Příležitost ) M |
Hrnec zlata ( duch ) |
Rocknest 3 ( Curiosity ) |
Shelter Island ( příležitost ) M |
Tintina ( zvědavost ) |
Yogi ( host ) |
M = meteorit - ( ) |
Viz také
- Uhličitany na Marsu
- Chemické zahradničení
- Ložiska nesoucí chloridy na Marsu
- Složení Marsu
- Elysium planitia
- Fretovaný terén
- Geografie Marsu
- Ledovce na Marsu
- Podzemní voda na Marsu
- Hecates Tholus
- Jezera na Marsu
- Život na Marsu
- Seznam čtyřúhelníků na Marsu
- Seznam hornin na Marsu
- Zásobník gejzíru Mars
- Marťanské krátery
- Marťanská dichotomie
- Marťanský gejzír
- Marťanské vpusti
- Marťanská půda
- Mineralogie Marsu
- Rudné zdroje na Marsu
- Vědecké informace z mise Mars Exploration Rover
- Sezónní toky na teplých marťanských svazích
- Vallis
- Voda na Marsu
Reference
Bibliografie
- Carr, Michael (2006). Povrch Marsu . Cambridge, Velká Británie: Cambridge University Press. ISBN 0-521-87201-4.
- Hartmann, W. (2003). Cestovatelský průvodce po Marsu: Tajemné krajiny červené planety . New York: Workman Publishing. ISBN 978-0-7611-2606-5.