Hesperia Planum - Hesperia Planum
Hesperia Planum je široká lávová pláň v jižní vysočině planety Mars . Rovina je pozoruhodná svým mírným počtem kráterů a bohatými hřebeny vrásek . Je to také místo starověké sopky Tyrrhena Mons ( Tyrrhena Patera ). Hesperian doba na Marsu je pojmenoval Hesperia Planum.
Původ jména
Většina místních jmen na Marsu pochází ze zdrojů v Bibli nebo z antiky . Hesperia je řecko-latinský poetický termín pro „země na západ“, což pro starověké Řeky a Římany znamenalo Itálii , zatímco Španělsko bylo označováno jako Hesperia Ultima . Planum (pl. Plana ) je latina pro náhorní plošinu nebo vysokou pláň. Jedná se o deskriptorový termín používaný v planetární geologii pro relativně hladký, vyvýšený terén na jiné planetě nebo měsíci .
Region Hesperia na Marsu pojmenoval italský astronom Giovanni Schiaparelli v roce 1877 pro středně tónovaný albedo s středem na lat. 20 ° j. Š., Dlouhá. 240 ° W mezi dvěma tmavšími oblastmi. Schiaparelli věřil, že temnými oblastmi jsou vodní plochy, a proto interpretoval Hesperii jako nivu nebo bažinu spojující dvě sousední moře, Mare Tyrrhenum a Mare Cimmerium. Ačkoli existence moří na Marsu byla počátkem 20. století zlevněna, skutečná povaha regionu zůstala nejasná až do vesmírného věku . V roce 1972 kosmická loď Mariner 9 ukázala, že Hesperia byla kráterová pláň s větrem. Mezinárodní astronomická unie (IAU) formálně pojmenovaný oblast Hesperia Planum v roce 1973. Bylo zjištěno, že tmavé oblasti obklopující Hesperia Planum být silně kráterovýma vrchovině. V roce 1979 označila IAU horskou oblast na západě jako Tyrrhena Terra a na východě jako Terra Cimmeria . ( Terra je termín latinského deskriptoru, který znamená zemi nebo kontinent.)
Umístění a fyzický popis
Hesperia Planum se nachází podél širokého severovýchodního okraje obří dopadové pánve Hellas a je soustředěna na lat. 22,3 ° j. Délky. 110 ° východní délky ve čtyřhranu Mare Tyrrhenum (MC-22). Malá část této oblasti na jihu se nachází v Hellasově čtyřúhelníku . Má maximální šířku 1700 km (1056 mi) a pokrývá plochu asi 2 miliony km 2 (772 000 čtverečních mil).
U velkých měřítek (> 100 m nebo 330 stop) se Hesperia Planum jeví hladká a rovná, s relativně rovnoměrnou výškou povrchu 1,2 km (0,75 mi) nad vztažným bodem Marsu . Povrch pláně je v nadmořské výšce 200–800 m (660–2 620 ft) nižší než okolní vrchoviny Tyrrhena Terra a Terra Cimmeria a je mírně nakloněn na jih, se středním regionálním sklonem asi 0,03 °. U obrázků s vysokým rozlišením (<19 m nebo 62 ft / pixel) dominuje povrchu Hesperia Planum prach a jemnozrnné usazeniny. Je vidět několik balvanů nebo výchozů podloží. Běžné jsou mělké krátery plné hladkých plochých usazenin. Nelze identifikovat žádné průduchy ani vulkanické konstrukce, i když jsou přítomny malé kanály (široké <10 metrů).
Geologie
Hesperia Planum se obecně interpretuje tak, že je složena z povodňových láv , i když nelze vyloučit vrstvené vulkanoklastické nebo lacustrinní (jezerní) sedimenty. Zdá se, že lávy částečně vyplňují velkou nepravidelnou topografickou depresi, která existovala v noachovských dobách. Okraje již existujících impaktních kráterů jsou místy stále viditelné, což naznačuje, že lávové usazeniny mají tloušťku 250–500 m. Objem lávy v Hesperia Planum je srovnatelný s objemem ve velkých vyvřelých provinciích na Zemi, jako je čedičová skupina Columbia River .
Impaktní kráter a věk
Mírné množství kráterů na Hesperia Planum naznačuje, že planina má v marťanské historii střední věk. V planetární geologii je hustota počtu impaktních kráterů měřítkem relativního stáří planetárního povrchu. Silně kráterované povrchy jsou staré a řídce kráterované povrchy mladé. Hesperia Planum je typová lokalita pro Hesperiánský systém a časové období. Lávy tvořící Hesperia Planum definují základnu Hesperiánského systému . Vypukly na začátku Hesperiánského období asi před 3700 miliony let. (Samotný Mars se spolu s ostatními planetami zformoval asi před 4500 miliony let.) Hesperiánské lávy jsou mladší než horniny v silně kráterovaných Noachianských terénech, ale starší než horniny vytvořené během novějšího amazonského období. (Viz Geologie Marsu .)
Hřebeny vrásek
Hřebeny vrásek jsou dlouhé, lineární topografické výšky s výraznou morfologií, která se skládá z nízkého širokého oblouku zakončeného úzkým vlnitým hřebenem (na obrázku vlevo). Jsou to společné rysy na Měsíci, kde se vyskytují výlučně v rovinách lávového proudu (lunární marie ). Předpokládá se, že jejich výskyt na Marsu odráží podobnou vulkanickou asociaci. Proto jsou oblasti na Marsu s bohatými hřebeny vrásek interpretovány jako pláně tvořené velmi tekutou čedičovou lávou ( povodňové čediče ). Samotné hřebeny jsou považovány za povrchové vyjádření poruch tahu vytvořených po umístění lávových proudů. Nejedná se o vulkanické prvky, ale o sekundární tektonické struktury, které se tvoří v hustých, kompetentních horninách (jako jsou vrstvené čediče), které prošly tlakovým namáháním. „Hřebenovité pláně“ ve věku Hesperia, jako je Hesperia Planum, pokrývají asi 30% povrchu Marsu.
Tyrrhenus Mons
Tyrrhenus Mons ( Tyrrhena Patera ) je rozrušená, nízko položená sopka v západní části Hesperia Planum. Jedná se o jednu z nejstarších velkých sopek s centrální ventilací na planetě a je členem třídy sopek zvaných vysočina paterae , která vybuchla hlavně v pozdním noachiánu a raně hesperiánu . Tyrrhenus Mons stojí jen 1,5 km nad okolními pláněmi. V jeho středu leží deprese o průměru 40 km nebo kaldera , ze které vyzařují četná plochá údolí a hřebeny, které naznačují, že sopka byla silně erodována. Nízký reliéf Tyrrhenus Mons v kombinaci s jeho degradovaným stavem naznačuje, že sopka se skládá převážně z drobivého a snadno erodujícího materiálu, jako je sopečný popel . Popel byl pravděpodobně odvozen od interakce magmatu s podzemní vodou nebo ledem.
Duny
Duny, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish
Zavřít pohled na duny, jak je vidět HiRISE v rámci programu HiWish
Blízký, barevný pohled na duny z pohledu HiRISE v rámci programu HiWish Na povrchu duny jsou viditelné zvlnění.
Interaktivní mapa Marsu
Interaktivní 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 je 0 km ; greeny a blues jsou nižší výšky (až do −8 km ). Osy jsou zeměpisná šířka a délka ; Polární oblasti jsou známé.
Reference
Bibliografie a doporučené čtení
- Boyce, Joseph, M. (2008). Smithsonian Book of Mars; Konecky a Konecky: Old Saybrook, CT, ISBN 978-1-58834-074-0
- Carr, Michael, H. (2006). Povrch Marsu; Cambridge University Press: Cambridge, Velká Británie, ISBN 978-0-521-87201-0 .
- Hartmann, William, K. (2003). Cestovatelský průvodce po Marsu: Tajemné krajiny Rudé planety; Pracovník: New York, ISBN 0-7611-2606-6 .
- Morton, Oliver (2003). Mapování Marsu: věda, představivost a zrod světa; Picador: New York, ISBN 0-312-42261-X .
- Sheehan, William (1996). Planeta Mars: Historie pozorování a objevování; University of Arizona Press: Tucson, AZ, ISBN 0-8165-1640-5 . http://www.uapress.arizona.edu/onlinebks/MARS/CONTENTS.HTM .
externí odkazy
- Geologická mapa oblasti Reull Vallis na Marsu , zahrnuje část jižního Hesperia Planum, Astrogeology Science Center, US Geological Survey