Jezera na Marsu - Lakes on Mars

Pohled pod přistávací modul Phoenix zobrazující nerovnoměrné expozice jasného povrchu, který může být led.

V létě 1965 ukazovaly první detailní snímky z Marsu kráterovou poušť bez známek vody. Během desetiletí, kdy bylo více částí planety zobrazováno lepšími kamerami na sofistikovanějších satelitech, však Mars ukazoval důkazy o minulých údolích řek, jezerech a současném ledu v ledovcích a v zemi. Bylo zjištěno, že klima Marsu vykazuje v geologickém čase obrovské změny, protože jeho osa není stabilizována velkým měsícem, jako je tomu u Země. Někteří vědci také tvrdí, že povrchová kapalná voda mohla existovat po určitou dobu kvůli geotermálním účinkům, chemickému složení nebo nárazům asteroidů. Tento článek popisuje některá místa, která mohla mít velká jezera.

Přehled

Kromě toho, že vědci viděli rysy, které byly známkami minulých povrchových vod, našli i jiné typy důkazů o minulé vodě. Minerály detekované na mnoha místech potřebovaly k vytvoření vody. Nástroj z roku 2001 Mars Odyssey orbiter mapoval distribuci vody na mělkém povrchu. Když přistávací modul Phoenix vystřelil ze svých retrorocketů, aby přistáli na dalekém severu, byl odhalen led.

Když voda vstoupí do velké vodní plochy, jako je jezero, může se vytvořit delta. Mnoho kráterů a dalších depresí na Marsu ukazuje delty, které se podobají těm na Zemi. Kromě toho, pokud jezero leží v depresi, kanály, které do něj vstupují, se zastaví ve stejné výšce. Takové uspořádání je viditelné kolem míst na Marsu, která měla obsahovat velké vodní plochy, včetně možného oceánu na severu.

Tvorba jezera byla v minulosti různými výzkumníky podezírána již delší dobu. Jedna studie zjistila 205 možných jezer s uzavřenou pánví v kráterech na Marsu. Povodí mají vstupní údolí, které prořezává okraj kráteru a vlévá se do pánve, ale nemají žádné viditelné výstupní údolí. Celkový objem pánví odpovídá hloubce 1,2 metru rovnoměrně rozloženého na povrchu Marsu. Toto množství je však malým zlomkem současných zásob vodního ledu na Marsu. Další studie zjistila 210 jezer s otevřenou pánví. Jednalo se o jezera se vstupem i výstupem; voda proto musela vstoupit do pánve a dosáhnout výšky výpusti. Některá z těchto jezer měla objemy podobné Kaspickému moři , Černému moři a Bajkalu . Studie představená na Lunární a planetární vědecké konferenci 2018 zjistila 64 paleolakes v severozápadní oblasti Hellas. Tým navrhl, aby se tato jezera vytvořila z oceánu, který zabíral povodí Hellas a jihovýchodní nížinu. Údaje CRISM pro region ukázaly vodné minerály, jako jsou smektity Fe/Mg, bezvodý chlorid a pravděpodobně uhličitany. Takový oceán navrhl tým výzkumníků v roce 2016. V Arabii Terra bylo nalezeno čtyřicet osm možných zaniklých jezer . Některé byly klasifikovány jako systémy s otevřenou nádrží, protože vykazovaly důkazy pro výstupní kanál. Tato jezera se pohybovala od desítek metrů do desítek kilometrů. Mnoho z těchto jezer bylo objeveno hledáním obrácených reliéfů .

Předpokládá se, že některá jezera v kráterech v Terra Sabaea vznikla z tání ledovců na jejich okrajích. Obrácené proudy se nacházejí na podlahách některých kráterů. Voda z ledovců nesla trosky v kanálech a následně tyto zbytky zůstaly po erozi okolní země.

Ve studii vydané v roce 2018 vědci našli 34 paleolakes a související kanály v severovýchodní pánvi Hellas. Někteří byli blízko sopky Hadriacus . Hráz ze sopky mohla vytvořit hydrotermální systémy, a tím umožnit tání ledu. Některé vypadaly, že se vytvořily ze srážek, jiné z podzemních vod.

Některé pánve na Marsu jsou navíc součástí dlouhých řetězců jezer. Systém jezerních řetězců Naktong/Scamander/Mamers Valles je dlouhý asi 4500 km (2800 mil) a má odvodňovací oblast podobnou oblasti řek Missouri-Mississippi. Další, systém Samara/Himera Vallis, je dlouhý 1 800 km. Mnoho z dlouhých řetězců jezer se nachází v čtyřúhelníku Margaritifer Sinus .

Zdá se, že některá jezera měla velký objem ve srovnání s jejich drenážní oblastí; proto se má za to, že část vody byla podzemní. Dalším důkazem je existence hrbolatého materiálu na podlahách povodí. Tyto knoflíky mohly být vytvořeny, když ze země odešlo velké množství vody.

V únoru 2019 zveřejnila skupina evropských vědců geologické důkazy o starodávném planetárním systému podzemních vod, který byl pravděpodobně spojen s marťanským oceánem. Studie zahrnovala 24 kráterů, které nevykazovaly vstup ani výstup; voda z jezera by tedy přicházela ze země. Všechny krátery se nacházely na severní polokouli Marsu. Tyto krátery měly podlahy ležící zhruba 4000 m pod marťanskou „mořskou hladinou“ (úroveň, která je vzhledem k nedostatku moří planety definována na základě nadmořské výšky a atmosférického tlaku). Prvky na podlahách těchto kráterů se mohly vytvořit pouze za přítomnosti vody. Mnoho kráterů obsahuje několik funkcí, které ukazují, že hladina vody v kráterech v průběhu času stoupala a klesala. V některých kráterech byly delty a terasy. Na některých podlažích kráteru se nacházejí minerály, jako jsou různé jíly a světlé minerály, které se tvoří ve vodě. V některých z těchto kráterů se také nacházejí vrstvy. Dohromady tato pozorování silně naznačují, že v těchto místech byla přítomna voda. Některé ze studovaných kráterů byly Pettit, Sagan, Nicholson, Mclaughlin, du Martheray, Tombaugh, Mojave, Curie, Oyama a Wahoo. Zdá se, že pokud byl kráter dostatečně hluboký, ze země vycházela voda a vytvářela jezero.

Obrázky možných delt

Mars oceán

Umělecký dojem ze starověkého Marsu a jeho oceánů na základě geologických údajů
Předpokládá se, že modrá oblast nízké topografie na severní polokouli Marsu je místem prvotního oceánu kapalné vody.

Na Mars oceán hypotéza předpokládá, že téměř třetina povrchu Marsu byl pokryt oceánem kapalné vody na počátku roku planety geologické historie . Tento prapůvodní oceán, přezdívaný paleo-oceán a Oceanus Borealis, by naplnil povodí Vastitas Borealis na severní polokouli, oblast ležící 4–5 km (2,5–3 míle) pod střední planetární výškou, asi před 3,8 miliardami let. Důkazy pro tento oceán zahrnují geografické rysy připomínající starověké pobřeží a chemické vlastnosti marťanské půdy a atmosféry. Aby však takový oceán existoval, raný Mars by vyžadoval magnetosféru , hustší atmosféru a teplejší klima, aby kapalná voda mohla zůstat na povrchu.

Pozorovací důkazy

Prvky, které Vikingské oběžné dráhy poprvé ukázaly v roce 1976, odhalily dvě možné starověké břehy poblíž pólu, Arábii a Deuteronilus , každý o délce tisíc kilometrů. Několik fyzických rysů v současné geografii Marsu naznačuje minulost existence prvotního oceánu. Sítě vpustí, které se spojují do větších kanálů, znamenají erozi proudem kapaliny a připomínají starodávná koryta řek na Zemi. Obrovské kanály o šířce 25 km a hloubce několika stovek metrů se zdály proudit přímo z podzemních zvodněných vrstev v jižní vrchovině do severních plání. Velká část severní polokoule Marsu je ve výrazně nižší nadmořské výšce než zbytek planety ( marťanská dichotomie ) a je neobvykle plochá. Nízká nadmořská výška by způsobila, že by se tam shromažďovala voda, pokud by existovala. Oceán by měl tendenci vyrovnávat zem pod sebou.

Přijetí obrovského severního oceánu v průběhu desetiletí narůstalo a ubývalo. Počínaje rokem 1998 se vědci Michael Malin a Kenneth Edgett pustili do vyšetřování pomocí kamer na palubě Mars Global Surveyor s rozlišením pětkrát až desetkrát lepším než u vikingského orbiteru v místech, kde by se testovaly pobřežní linie navržené jinými vědeckými literatura. Jejich analýza byla přinejlepším neprůkazná a hlásila, že se pobřežní čára mění v nadmořské výšce o několik kilometrů, stoupá a klesá z jednoho vrcholu na druhý po tisíce mil. Tato zpráva zpochybnila, zda tyto rysy skutečně označují dávno pryč mořské pobřeží, a byla brána jako argument proti hypotéze marťanského pobřeží (a oceánu).

Výzkum publikovaný v roce 2009 ukazuje mnohem vyšší hustotu proudových kanálů, než se dříve odhadovalo. Regiony na Marsu s největším počtem údolí jsou srovnatelné s těmi, které se nacházejí na Zemi. Výzkumný tým vyvinul počítačový program pro identifikaci údolí hledáním v topografických datech struktur ve tvaru písmene U. Velký rozsah nalezených údolních sítí v minulosti silně podporoval déšť na planetě. Globální schéma marťanských údolí lze vysvětlit rozsáhlým severním oceánem. Velký oceán na severní polokouli by vysvětloval, proč existuje jižní hranice údolních sítí: nejjižnější oblasti Marsu, nejvzdálenější od vodní nádrže, by dostaly málo srážek a nevyvinuly by žádná údolí. Podobně by nedostatek srážek vysvětloval, proč se marťanská údolí od severu k jihu zmenšují. Studie říčních delt na Marsu z roku 2010 odhalila, že sedmnáct z nich se nachází ve výšce navrhovaného pobřeží pro marťanský oceán. To by se dalo očekávat, kdyby byly delty všechny vedle velké vodní plochy. Výzkum publikovaný v roce 2012 s využitím údajů z MARSIS, radaru na palubě orbiteru Mars Express , podporuje hypotézu bývalého velkého severního oceánu. Přístroj odhalil dielektrickou konstantu povrchu podobnou sedimentárním ložiskům s nízkou hustotou, masivním ložiskům zemního ledu nebo jejich kombinaci. Měření nebyla taková jako na povrchu bohatém na lávu.

V březnu 2015 vědci uvedli, že existují důkazy o starověkém objemu vody, který by mohl zahrnovat oceán, pravděpodobně na severní polokouli planety a o velikosti zemského Severního ledového oceánu . Toto zjištění bylo odvozeno z poměru vody a deuteria v moderní marťanské atmosféře ve srovnání s poměrem nalezeným na Zemi a odvozeným z teleskopických pozorování. Na polární ložiska Marsu bylo odvozeno osmkrát tolik deuteria, než existuje na Zemi (VSMOW), což naznačuje, že starověký Mars měl výrazně vyšší hladiny vody. Reprezentativní atmosférická hodnota získaná z map (7 VSMOW) není ovlivněna klimatologickými efekty jako ty měřené lokalizovanými rovery, ačkoli teleskopická měření jsou v dosahu obohacení měřeného roverem Curiosity v kráteru Gale o 5–7 VSMOW.

Kaňonový systém Valles Marineris

Coprates čtyřúhelník
USGS-Mars-MC-18-CopratesRegion-mola.png
Mapa Copratesova čtyřúhelníku z dat Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA). Nejvyšší výšky jsou červené a nejnižší jsou modré.
Souřadnice 15 ° 00 's 67 ° 30' západní délky / 15 ° J 67,5 ° Z / -15; -67,5

Valles Marineris je největší kaňonový systém ve sluneční soustavě a mnoho důkazů naznačuje, že celý nebo části kaňonového systému obsahovaly jezera. Nachází se v čtyřúhelníku Coprates . Stěny kaňonů často obsahují mnoho vrstev. Podlahy některých kaňonů obsahují velké nánosy vrstvených materiálů. Někteří badatelé se domnívají, že se vrstvy vytvořily, když kdysi voda zaplnila kaňony. Vrstevnatá ložiska, zvaná vnitřní vrstvená ložiska (ILD), v různých částech Valles Marineris, zejména Candor Chasma a Juventae Chasma , vedla mnoho badatelů k podezření, že vznikly, když byla celá oblast obřím jezerem. K pokusu o jejich vysvětlení však bylo vyvinuto mnoho dalších myšlenek. Strukturální a geologické mapování s vysokým rozlišením na západě Candor Chasma, představené v březnu 2015, ukázalo, že ložiska na podlaze Candor Chasma jsou sedimenty vyplňující pánve, které byly uloženy ve vlhkém prostředí podobném playa ; proto se na jejich vzniku podílela voda. V ILD byly nalezeny minerály, které ke své tvorbě obecně vyžadují vodu, a podporují tak vodu v systému. Evropská kosmická agentura je Mars Express zjištěno možné důkazy pro sírany epsomit a kieserit , minerály tuto formu ve vodě. Byl také detekován oxid železitý ve formě krystalického šedého hematitu , který ke své tvorbě obvykle vyžaduje vodu. Ačkoli se o jezeře v celém Valles Marineris vede hodně kontroverzí, u menších jezer lze udělat docela silný případ. Melas Chasma je myšlenka, že kdysi obsahovala jezero, protože je to nejhlubší část systému Valles Marineris na 11 km (7 mil) pod okolním povrchem. Odtud do odtokových kanálů je asi 0,03 stupňový svah vzhůru k severním pláním, což znamená, že kdyby byl kaňon naplněn kapalinou, bylo by 1 km hluboké jezero, než by tekutina vytékala na severní pláně. Melas Chasma je nejširším segmentem kaňonového systému Valles Marineris , který se nachází východně od Ius Chasma na 9,8 ° jižní šířky a 283,6 ° východní délky v Copratesově čtyřúhelníku . Prochází vrstevnatými usazeninami, které jsou považovány za sedimenty ze starého jezera, které byly důsledkem odtoku sítí údolí na západ. Podpora hojné minulé vody v Melas Chasma pochází z objevu hydratovaných síranů MRO, které ke své tvorbě potřebují vodu. Kromě toho bylo ve studii na jihozápadě Melas Chasma z roku 2015 s použitím obrazových, topografických a spektrálních datových souborů s vysokým rozlišením nalezeno jedenáct fanouškovských reliéfů. Tito fanoušci přispívají k rostoucím důkazům, že Melas Chasma kdysi držel jezero, které kolísalo v hladině. V odtoku z místních údolních sítí se v jihozápadní části Melas Chasma mohlo vytvořit jezero.

Vědci popsali silné důkazy pro jezero ve východní části Valles Marineris, zejména v Coprates Chasma . Průměrná hloubka by byla pouze 842 m - mnohem mělčí než hloubka 5–10 km částí Valles Marineris. Přesto by jeho objem 110 000 km 3 byl srovnatelný s pozemským Kaspickým mořem . Hlavním důkazem pro takové jezero je přítomnost laviček na úrovni, kterou modely ukazují, kde by hladina jezera měla být. Rovněž nejnižší bod v Eos Chasma, kde by se dalo očekávat přetečení vody, je poznamenán fluviálními prvky. Rysy vypadají, jako by se tok spojil na malé ploše a způsobil významnou erozi.

Pánve Hellas

Hellas čtyřúhelník obsahuje část Hellas pánve , což je největší známou impaktní kráter na povrchu Marsu a druhá největší ve sluneční soustavě. Hloubka kráteru je 7152 m (23 000 stop) pod standardním topografickým datem Marsu. Pánev se nachází v jižní vysočině Marsu a předpokládá se, že byla vytvořena asi před 3,9 miliardami let, během pozdního těžkého bombardování. Předpokládá se, že v povodí Hellas existovalo na počátku historie planety velké jezero s možnou hloubkou 5,5 km. Byly objeveny možné břehy. Tyto pobřežní čáry jsou evidentní ve střídajících se lavičkách a jizvách viditelných na úzkoúhlých kamerách obíhajících kolem Marsu. Dobrý příklad vrstev, které byly uloženy v Hellasu a později vystaveny erozi, je vidět v kráteru Terby na severním okraji Hellasu . Dříve se předpokládalo, že kráter Terby obsahuje velkou deltu. Pozdější pozorování však vedla vědce k tomu, aby vrstvenou sekvenci považovali za součást skupiny vrstev, které mohly rozšířit celou Hellas. Na severním okraji Terby není žádné údolí dostatečně velké, aby uneslo velké množství sedimentů nezbytných k vytvoření vrstev. Jiná pozorování argumentují proti tomu, aby Terby obsahoval deltu. Údaje z laserového výškoměru na oběžné dráze Marsu (MOLA) navíc ukazují, že kontakty těchto sedimentárních jednotek označují obrysy konstantního převýšení po tisíce kilometrů a v jednom případě všude kolem pánve.

Kanály, o nichž se předpokládá, že jsou tvořeny vodou, vstupují do pánve ze všech stran.

Dao Vallis , jak ho vidí THEMIS . Kliknutím na obrázek zobrazíte vztah Dao Vallise k dalším blízkým funkcím, zejména kanálům.

Dao Vallis začíná poblíž velké sopky zvané Hadriaca Patera, takže se předpokládá, že přijala vodu, když horké magma roztavilo ve zmrzlé zemi obrovské množství ledu. Částečně kruhové prohlubně na levé straně kanálu na sousedním obrázku naznačují, že k vodě přispělo i míšení podzemní vody. Povodí Hellas může tvořit téměř pětinu rozlohy celých severních plání. Jezero v Hellasu v dnešním marťanském klimatu by nahoře tvořilo tlustý led, který by byl nakonec odstraněn sublimací : led by se proměnil přímo z pevného stavu na plyn, jako to dělá suchý led (pevný CO 2 ) na Zemi. Ledovcová funkce (koncové moraines , drumlins a eskers ) bylo zjištěno, že mohou být vytvořeny, když ztuhl vody. Jezero napouštějící Hellasskou pánev mohlo trvat velmi dlouho, zvláště pokud existovaly nějaké geotermální zdroje tepla. V důsledku toho se tam mohl mikrobiální život časem rozvinout.

Kráter vichřice

Barevná stínovaná reliéfní mapa kráteru Gale. Obecná přistávací plocha pro Curiosity na severozápadním dně kráteru, pojmenovaná Aeolis Palus , je zakroužkována. (Údaje HRSC)

Gale je kráter na Marsu poblíž severozápadní části čtyřúhelníku Aeolis . Gale má průměr 154 km a drží centrální vrchol, Aeolis Mons (dříve neformálně pojmenovaný „ Mount Sharp “, aby vzdal hold geologovi Robertu P. Sharpovi), stoupající výše z podlahy kráteru, než Mount Rainier stoupá nad Seattle. Silné důkazy naznačují, že kráter Gale kdysi držel velké jezero. Dne 6. srpna 2012 přistála Mars Science Laboratory na Aeolis Palus poblíž Aeolis Mons v kráteru Gale .

Dne 5. srpna 2012 přistál rover Mars Science Laboratory , Curiosity , na úpatí vrstvené hory uvnitř kráteru Gale. Jak mise postupovala, byly z NASA uvolněny objevy a závěry s podrobnostmi o narůstajících důkazech, že Gale kdysi obsahoval velké jezero. Dne 27. září 2012, vědci oznámili, že Curiosity našel důkazy o dávné koryta nasvědčují tomu, že „intenzivní tok“ z vody na Marsu . Dne 9. prosince 2013 NASA oznámila, že kráter Gale obsahoval starověké sladkovodní jezero, které mohlo být pohostinným prostředím pro mikrobiální život . Zvědavost zjistila jemnozrnné sedimentární horniny, které představují starobylé jezero, které by bylo vhodné k podpoře života založeného na chemolithoautotropii. Toto kapalné vodní prostředí mělo neutrální pH, nízkou slanost a železo a síru ve formách použitelných pro určité typy mikroorganismů. Byl měřen uhlík , vodík , kyslík , síra , dusík - základní prvky pro život. Galeovo starobylé jezero mohlo trvat stovky až desítky tisíc let.

Jílové minerály (trioktahedrální), které se tvoří za přítomnosti vody, objevila Curiosity v sedimentárních horninách (mudstones) v Yellowknife Bay v kráteru Gale. Vzorky mudstone byly pojmenovány John Klein a Cumberland . Odhaduje se, že se vytvořily později než v noachovské době, což znamená, že voda tam mohla existovat déle, než se původně předpokládalo.

Kráter Gale obsahuje řadu naplavených fanoušků a delt, které poskytují informace o hladinách jezer v minulosti. Tyto formace jsou: Pancake Delta, Western Delta, Farah Vallis delta a Peace Vallis Fan. Na tiskové konferenci 8. prosince 2014 vědci z Marsu diskutovali o pozorováních roveru Curiosity, která ukazují, že Marsova hora Sharp byla postavena sedimenty uloženými ve velkém jezerním dně po desítky milionů let. Toto zjištění naznačuje, že klima starověkého Marsu mohlo na mnoha místech planety produkovat dlouhotrvající jezera. Skalní vrstvy naznačují, že obrovské jezero bylo mnohokrát zaplněno a vypařeno. Důkazem bylo mnoho delt, které byly naskládány na sebe.

Curiosity rover - pohled na mudstone Sheepbed “(vlevo dole) a okolí (14. února 2013).

Kráter Gale je považován za jezero s uzavřenou pánví, protože do něj vedou kanály, ale žádný nevede.

Minerály zvané jíly a sírany se tvoří pouze za přítomnosti vody. Mohou také zachovat známky minulého života. Historie vody v Gale, jak je zaznamenána v jejích horninách, dává Curiosity mnoho vodítek ke studiu, protože rozděluje, zda Mars někdy mohl být stanovištěm pro mikroby. Vichřice je zvláštní, protože lze pozorovat jak jíly, tak síranové minerály, které se za různých podmínek vytvořily ve vodě.

Důkaz vody na Marsu v kráteru Gale
Peace Vallis a související naplavený ventilátor poblíž přistávací elipsy a místa přistání Curiosity (označeno +).
Skalní výchoz " Hottah " na Marsu-starodávné koryto pozorované Curiosity (14. září 2012) ( detail ) ( 3D verze ).
Linkovýskalní výchoz na Marsu - ve srovnání s pozemským fluviálním konglomerátem - což naznačuje, že voda „energicky“ teče proudem.
Kuriozita na cestě do Glenelgu (26. září 2012).

Kráter Holden

Holden
Marťanský impaktní kráter Holden podle dne THEMIS.png
Kráter Holden podle denního obrázku THEMIS
Planeta Mars
Uzboi Vallis
Uzboi Vallis na základě dne THEMIS.png
Uzboi Vallis na základě denního obrázku THEMIS
Délka 366,0
Pojmenování Suché koryto
v Rusku.

Holden je 140 km široký kráter v čtyřúhelníku Margaritifer Sinus . Je pojmenována po americkém astronomovi Edwardu Singletonovi Holdenovi a zakladateli Astronomické společnosti Pacifiku . Stejně jako některé jiné krátery na Marsu má Holden výstupní kanál Uzboi Vallis , do kterého se vchází . Některé rysy v kráteru, zejména jezerní ložiska, se zdají být vytvořeny tekoucí vodou. Okraj kráteru je vyříznut vpusti a na konci některých vpustí jsou vějířovitá ložiska materiálu transportovaného vodou. Kráter je pro vědce velmi zajímavý, protože má některá z nejlépe exponovaných jezerních ložisek. Mars Reconnaissance Orbiter zjistil, že jedna z vrstev obsahuje jíly . Jíly se tvoří pouze za přítomnosti vody. Existuje podezření, že touto oblastí prošlo velké množství vody; jeden tok způsobila vodní plocha větší než zemské jezero Huron . Stalo se to, když voda praskla přes okraj kráteru, který ji přehradil. Holden je starý kráter, který obsahuje mnoho menších kráterů, z nichž mnohé jsou naplněny sedimenty. V kráteru Holden je vystaveno více než 150 m sedimentu, zejména v jihozápadní části kráteru. Centrální hora kráteru je také zakryta usazeninami. Velká část sedimentů pravděpodobně pocházela z říčních a jezerních ložisek. Kráter Holden je v odtokovém systému Uzboi-Landon-Morava (ULM) .

Geologická historie kráteru Holden

Studie celého regionu kolem kráteru Holden vedly k porozumění složité posloupnosti událostí, které kráter formovaly a zahrnovaly dvě různá jezera. Velká řada řek nazývaná systém Uzboi-Ladon-Morava (ULM) odváděla vodu z povodí Argyre , místa velkého jezera. Když došlo k nárazu a vytvořil Holdenův kráter, systém byl zablokován okrajem kráteru, který byl téměř kilometr vysoký. Nakonec byla shromážděna voda z drenáže ze stěn, případně s přispěním podzemní vody, aby vzniklo první jezero. Toto jezero bylo hluboké a dlouhotrvající. V tomto jezeře byla uložena nejnižší hladina usazených hornin. Hodně vody bylo dovnitř dovnitř Uzboi Vallis, protože okraj kráteru Holden blokoval tok. Část zálohované vody pocházela z Nirgalu Vallis, který měl průtok 4800 metrů krychlových za sekundu. V určitém bodě akumulovaná voda prorazila okraj Holdenu a vytvořila druhé, kratší žil jezero hluboké 200–250 m. Voda s hloubkou nejméně 50 m vstoupila do Holdenu rychlostí, která je 5–10krát větší než průtok řeky Mississippi. Terasy a přítomnost velkých skal (desítky metrů napříč) podporují tyto vysoké rychlosti vypouštění.

Western Elysium Planitia Paleolake

Existují důkazy o velkém jezeře v západním Elysiu; někteří vědci si však myslí, že terén mohou vysvětlit velké lávové proudy. Povodí tohoto údajného jezera má rozlohu více než 150 km 2 a je pokryto zlomenými deskami a zvlněnými hřebeny, které na Zemi vypadají jako led ledovce. Roztříděné vzorované zemní a erozní vzory v polygonálním terénu v regionu podporují materiál bohatý na led; odtud jezero. Také přítomnost efektivních ostrovů, katarakty a dendritických kanálových systémů naznačuje tvorbu vodou z jezera. Některé povrchy zde ukazují „Kužely bez kořenů“, což jsou hromady s jámami. Mohou být způsobeny explozemi lávy s mletým ledem, když láva teče po zemi bohaté na led. Led taje a mění se v páru, která expanduje při výbuchu, který vytváří kužel nebo prsten. Podobné rysy se nacházejí na Islandu, kde lávy pokrývají vodou nasycené substráty. Západní povodí Elysium Planitia lze popsat jako téměř dokonalý ekvipotenciální povrch, protože se svažuje jen asi 10 m na vzdálenost 500 km - to je zhruba stejně jako zemský oceán. Tento velmi mírný svah argumentuje proti proudu lávy. Místy bylo zjištěno, že povrch toku byl snížen o 50%, což se očekává, pokud byl proud vody, ale ne v případě, že by to byla láva. Maximální hloubka jezera byla odhadována na 31 až 53 m. Western Elysium Paleolake se nachází v jižní části čtyřúhelníku Elysium , jižně od vulkanického pole Elysium a poblíž Cerberus Fossae . Bylo navrženo, aby voda pro tento paleolake vycházela z koryt v Cerberus Fossae. Bylo vysvětleno několik myšlenek k vysvětlení přesného mechanismu, včetně vypouštění podzemní vody a hráze pronikající do kryosféry,

Povodí Argyre

Povodí Argyre bylo vytvořeno obrovským nárazem, ke kterému došlo 70 milionů let po dopadu Hellasu. Existuje podezření, že obsahovalo jezero na počátku historie Marsu. Povodí Argyre je v čtyřúhelníku Argyre . Z jihu do něj odtékají nejméně tři říční údolí (Surius Vallis, Dzigal Vallis a Palacopus Vallis). Poté, co jezero Argyre zmrzlo, vytvořil led eskery, které jsou dnes viditelné. Článek napsaný 22 vědci z Ikaru dospěl k závěru, že náraz, který vytvořil povodí Argyre, pravděpodobně zasáhl ledovou čepičku nebo silnou vrstvu permafrostu . Energie z nárazu roztála led a vytvořila obří jezero, které nakonec poslalo vodu na sever. Objem jezera byl stejný jako ve Středozemním moři Země . Zmrazení nejhlubší části jezera možná trvalo více než sto tisíc let, ale s pomocí tepla z nárazu, geotermálního ohřevu a rozpuštěných solutů mohla mít kapalnou vodu po mnoho milionů let. V této době se možná vyvinul život. Tato oblast ukazuje mnoho důkazů ledové aktivity s funkcí proudění, trhliny podobný zlomenin, drumlines , eskers , plesa , Aretes , kary , rohy , ve tvaru písmene U. údolí a terasy. Kvůli tvarům klikatých hřebenů Argyre autoři dospěli k závěru, že jsou eskery .

Kráter Ritchey

Kráter Ritchey je kráter v čtyřúhelníku Coprates . Je to 79 km v průměru a byl pojmenován po George W. Ritchey , americký astronom (1864-1945). Existují pádné důkazy, že to kdysi bylo jezero. Kráter Ritchey byl navržen jako místo přistání pro Mars Rover. V kráteru se nachází hustá sekvence sedimentárních usazenin, které zahrnují jíl. Usazeniny jílu naznačují, že nějaký čas byla pravděpodobně přítomna voda. Přítomnost fluviálních prvků podél stěny a okraje kráteru, jakož i naplavená/fluviální ložiska podporují myšlenku, že v minulosti bylo někdy přítomno hodně vody.

Kráter Jezero

Kráter Jezero
USGS-Mars-MC-13-JezeroCrater.png
Kráter a region Jezero
Planeta Mars
Průměr 49,0 km (30,4 mil)
Eponym Jezero, což ve slovanských jazycích znamená „jezero“

Jezero je kráter na Marsu nacházející se na 18 855 ° severní šířky 77 519 ° východní délky v čtyřúhelníku Syrtis Major . Průměr kráteru je asi 49,0 km (30,4 mil). Myslel si, že kdysi byl zaplaven vodou, kráter obsahuje ložisko vějíře delty bohaté na jíly . 18 ° 51'18 "N 77 ° 31'08" E /  / 18,855; 77,519

Místo přistání Marsu 2020 v kráteru Jezero.

Lake kráter, jednou považován za místo pro Mars Science Laboratory , je přistání na vytrvalost vozítka Mars. V kráteru a v jeho okolí byly detekovány jílové minerály . Mars Reconnaissance Orbiter identifikován smektitové jíly. Jíly se tvoří za přítomnosti vody, takže tato oblast pravděpodobně kdysi držela vodu a možná i život ve starověku. Povrch je místy popraskaný do polygonálních obrazců. Takové tvary se často tvoří, když hlína schne.

Vědci popsali v článku vydaném v březnu 2015, jak v kráteru Jezero existoval systém starověkého marťanského jezera. Studie rozšířila myšlenku, že voda naplnila kráter nejméně dvakrát. Na severní a západní straně kráteru jsou dva kanály, které jej pravděpodobně zásobovaly vodou; oba tyto kanály mají delta-podobná ložiska poblíž místa přistání, kde byl sediment nesen vodním pásem uloženým v jezeře. Obrázky ukazují vrstvy a meandry.

Primárním cílem mise Mars 2020 je hledat známky starověkého života . Doufá se, že pozdější mise by pak mohla vrátit vzorky z míst označených jako pravděpodobně obsahující zbytky života. K bezpečnému sesazení plavidla je zapotřebí 20 km široká, hladká, plochá kruhová oblast. Geologové doufají, že prozkoumají místa, kde kdysi byla voda. Chtěli by prozkoumat vrstvy sedimentů .

Jezero Eridania

Jezero Eridania je teoretické starověké jezero o rozloze zhruba 1,1 milionu kilometrů čtverečních. Jeho maximální hloubka je 2 400 metrů a objem 562 000 km 3 . Bylo větší než největší vnitrozemské moře na Zemi, Kaspické moře a obsahovalo více vody než všechna ostatní marťanská jezera dohromady. Moře Eridania pojalo více než 9krát více vody než všechna velká jezera Severní Ameriky . Předpokládalo se, že horní povrch jezera je ve výšce údolních sítí, které jezero obklopují; všichni končí ve stejné výšce, což naznačuje, že se vlévají do jezera.

Tři pánve tvoří jezero Ariadnes (se středem na 175 E, 35 S), Atlantis (se středem 182 E, 32 S) a Gorgonum (se středem 192 E, 37 S). Nachází se u zdroje odtokového kanálu Ma'adim Vallis a zasahuje do čtyřúhelníku Eridania a čtyřúhelníku Phaethontis . Když jezero Eridania v pozdní noachovské epochě vyschlo, rozdělilo se na řadu menších jezer. V hranicích tohoto údajného jezera byly nalezeny jíly, které ke svému vzniku vyžadují vodu. Byly identifikovány jako Mg / Fe-ložiskových fylosilikáty a Al-bohatých vrstvených silikátů , použitím s hyperspektrálních daty z CRISM . Další studie, publikovaná v roce 2016, s využitím OMEGA (Visible and Infrared Mineralogical Mapping Spectrometer on Mars Express ) a CRISM zjistila, že uzavírací vrstva leží nad hlinitou vrstvou bohatou na Al (pravděpodobně Al- smektit a/nebo kaoliny ). Pod touto vrstvou je jíl bohatý na Fe, zvaný nontronitový smektit, a poté vrstva zeolitu nebo hydratovaného síranu . Byla také objevena malá ložiska alunitu a jarositu . Jílové minerály poskytují příznivé podmínky pro uchování minulých marťanských životních stop.

Pozdější výzkum s CRISM našel tlustá ložiska o tloušťce větší než 400 metrů, která obsahovala minerály saponit , mastek-saponit, slída bohatá na Fe (například glaukonit - nontronit ), serpentin Fe- a Mg, Mg-Fe-Ca- uhličitan a pravděpodobný sulfid Fe . Fe-sulfid se pravděpodobně vytvořil v hluboké vodě z vody ohřívané sopkami . Takový proces, klasifikovaný jako hydrotermální, mohl být místem, kde začal život. Na mořském dně na Zemi jsou běžné saponit, mastek, mastek-saponit, nontronit, glaukonit a hadec. Nejstarší důkazy o životě na Zemi se objevují v ložiscích mořského dna, které jsou podobné těm, které se nacházejí v povodí Eridanie. Ukázky materiálu z Eridanie nám tedy mohou poskytnout pohled do prostředí rané Země. Na místě pobřeží byla nalezena ložiska chloridů. Byly uloženy, jak se voda vypařovala z moře. Tyto chloridové usazeniny jsou považovány za tenké (méně než 30 metrů), protože některé krátery nezobrazují chemikálie ve svých ejecta. Ejecta kráteru obsahuje materiál pod povrchem, takže pokud by byla ložiska chloridů velmi hluboká, objevily by se v ejektu.

Na konferenci o planetárních vědách v Texasu v roce 2018 byl představen dokument, který naznačoval, že vody hlubokých jezerních jezer v Eridanii mohly hostit starověký život. Toto prostředí bylo bohaté na energii a chemické živiny. Nejstarší důkazy o životě na Zemi jsou podobné tomuto typu hlubinného prostředí.

Kráter Columbus

Kráter Columbus
Marťanský kráter Columbus podle dne THEMIS.png
Kráter Columbus na základě denního obrazu THEMIS
Planeta Mars
Průměr 119 km
Eponym Kryštof Kolumbus , italský průzkumník (1451–1506)

Kráter Columbus je kráter v čtyřúhelníku Memnonia , má průměr 119 km a byl pojmenován podle Kryštofa Kolumba , italského průzkumníka (1451–1506). Výzkum s obíhajícím blízkým infračerveným spektrometrem , který odhaluje typy přítomných minerálů na základě vlnových délek světla, které absorbují, našel důkazy o vrstvách jílu i síranů v kráteru Columbus. Přesně to by vypadalo, kdyby se velké jezero pomalu vypařovalo. Navíc, protože některé vrstvy obsahovaly sádru , síran, který se tvoří v relativně sladké vodě, mohl v kráteru vzniknout život. Nástroj CRISM na sondě Mars Reconnaissance Orbiter našel kaolinit , hydratované sírany včetně alunitu a případně jarositu . Další studie dospěla k závěru, že sádra , polyhydrátové a monohydrátové sírany Mg/Fe jsou běžné a byla nalezena malá ložiska montmorillonitu, Fe/Mg-fylosilikátů a krystalického oxidu nebo hydroxidu železitého. Spektra tepelných emisí naznačují, že některé minerály byly v rozmezí desítek procent. Tyto minerály naznačují, že v kráteru byla přítomna voda. Vědci jsou nadšení z nalezení hydratovaných minerálů, jako jsou sírany a jíly na Marsu, protože se obvykle tvoří za přítomnosti vody. Místa, která obsahují jíly a/nebo jiné hydratované minerály, by byla dobrým místem pro hledání důkazů o životě. Sulfátové minerály byly nalezeny nad hlinitými hlinkami; to znamená, že na počátku, když se vytvářely jíly, byla voda neutrálnější a pravděpodobně se život snáze rozvíjel. Sulfáty se obvykle tvoří za přítomnosti více kyselých vod.

Navua Valles

Kanály Navua Valles severovýchodně od pánve Hellas, která možná v minulosti také hostila velké jezero pokryté ledem.

Subglaciální jezero jižní polární čepice

Místo jižního polárního subglaciálního vodního útvaru

V roce 2018 bylo oznámeno, že pod jižní polární ledovou čepicí Marsu bylo objeveno subglaciální jezero . Jezero bylo detekováno družicí Mars Express a je 20 km dlouhé a leží pod ca. 1,5 km (1 mi) ledové pokrývky s teplotou vody odhadovanou na -68 ° C (-90 ° F) a extrémně slanou solankou .

V září 2020 vědci potvrdili existenci několika velkých jezer se slanou vodou pod ledem v jižní polární oblasti planety Mars . Podle jednoho z výzkumníků „Identifikovali jsme stejný vodní útvar [jak bylo naznačeno dříve v předběžné počáteční detekci], ale také jsme našli tři další vodní útvary kolem hlavního ... Je to složitý systém.“

Viz také

Reference

externí odkazy