Mare Acidalium quadrangle - Mare Acidalium quadrangle
Mapa dat čtyřúhelníku Mare Acidalium z laserového výškoměru Mars Orbiter (MOLA). Nejvyšší nadmořské výšky jsou červené a nejnižší modré.
| |
Souřadnice | 47 ° 30 'severní šířky 30 ° 00' západní délky / 47,5 ° S 30 ° Z Souřadnice : 47,5 ° S 30 ° Z 47 ° 30 'severní šířky 30 ° 00' západní délky / |
---|
Mare Acidalium nádvoří je jedním z řady 30 čtvercové mapy Marsu používaný United States Geological Survey (USGS) Astrogeology výzkumného programu . Čtyřúhelník se nachází v severovýchodní části západní polokoule Marsu a pokrývá 300 ° až 360 ° východní délky (0 ° až 60 ° západní délky) a 30 ° až 65 ° severní šířky. Čtyřúhelník používá Lambertovu konformní kuželovou projekci v nominálním měřítku 1: 5 000 000 (1: 5 M). Čtyřúhelník Mare Acidalium se také označuje jako MC-4 (Mars Chart-4).
Jižní a severní hranice čtyřúhelníku jsou přibližně 3065 km a 1500 km široké. Vzdálenost od severu k jihu je asi 2 050 km (o něco méně než délka Grónska). Čtyřúhelník pokrývá přibližnou plochu 4,9 milionů čtverečních km nebo něco málo přes 3% povrchu Marsu. Většina oblasti zvané Acidalia Planitia se nachází v čtyřúhelníku Acidalium. Součástí tohoto čtyřúhelníku jsou také části Tempe Terra , Arabia Terra a Chryse Planitia .
Tato oblast obsahuje mnoho světlých míst na tmavém pozadí, které mohou být bahenními sopkami. Existuje také několik vpustí, o nichž se předpokládá, že vznikly relativně nedávnými proudy kapalné vody.
Původ jména
Mare Acidalium (Acidalian Sea) je název teleskopického albeda, který se nachází na 45 ° severní šířky a 330 ° východní délky na Marsu. Objekt byl pojmenován podle studny nebo fontány v Boeotii v Řecku. Podle klasické tradice se jedná o místo, kde se koupala Venuše a Grácie. Název byl schválen Mezinárodní astronomickou unií (IAU) v roce 1958.
Fyziografie a geologie
Čtyřúhelník obsahuje mnoho zajímavých prvků, včetně vpustí a možných břehů starověkého severního oceánu. Některé oblasti jsou hustě vrstvené. Hranice mezi jižní vysočinou a severní nížinou leží v Mare Acidalium. „ Tvář na Marsu “, o kterou se veřejnost velmi zajímá, se nachází poblíž 40,8 stupně severně a 9,6 stupně západně, v oblasti zvané Cydonia. Když to Mars Global Surveyor prozkoumal s vysokým rozlišením, ukázalo se, že tvář byla jen erodovanou mesou. Mare Acidalium obsahuje systém kaňonů Kasei Valles . Tento obrovský systém je na některých místech široký 300 mil - zemský Grand Canyon je široký pouze 18 mil.
Vpusti
Obrázek HiRISE níže Acidalia Colles ukazuje vpusti na severní polokouli. Vpusti se vyskytují na strmých svazích, zejména v kráterech. Říká se, že rokle jsou relativně mladé, protože mají jen málo kráterů, pokud vůbec nějaké, a leží na písečných dunách, které jsou samy o sobě mladé. Obvykle má každá rokle výklenek, kanál a zástěru. Ačkoli bylo předloženo mnoho nápadů, které je vysvětlují, nejoblíbenější zahrnují kapalnou vodu, která pochází buď z vodonosné vrstvy, nebo zbyla ze starých ledovců .
Acidalia Colles Gullies a další funkce, jak je vidno na HiRISE Měřítko je dlouhé 1000 metrů.
Souvislosti pro další snímek kráteru Bamberg . Krabice ukazuje, odkud pochází další obrázek. Toto je snímek CTX z Mars Reconnaissance Orbiter.
Vpusti a masivní tok materiálu, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish . Gully jsou zvětšeny na dalších dvou obrázcích. Místo je kráter Bamberg.
Detail kanálů vpusti, jak je viděno HiRISE v rámci programu HiWish. Tento obrázek ukazuje mnoho zjednodušených forem a některé lavičky podél kanálu. Tyto vlastnosti naznačují vznik tekoucí vodou. Lavice se obvykle tvoří, když hladina vody trochu poklesne a zůstane na této úrovni po určitou dobu. Snímek byl pořízen pomocí HiRISE v rámci programu HiWish. Poloha je čtyřúhelník Mare Acidalium. Toto je zvětšení předchozího obrázku.
Existují důkazy pro obě teorie. Většina hlav odtokových výklenků se vyskytuje na stejné úrovni, jak by se dalo očekávat od zvodnělé vrstvy. Různá měření a výpočty ukazují, že kapalná voda by mohla existovat ve vodonosné vrstvě v obvyklých hloubkách, kde začínají vpusti. Jednou z variant tohoto modelu je, že stoupající horké magma mohlo roztavit led v zemi a způsobit tok vody v kolektorech. Vodonosné vrstvy jsou vrstvy, které umožňují průtok vody. Mohou se skládat z porézního pískovce. Tato vrstva by byla posazena na další vrstvu, která brání tomu, aby voda stékala (z geologického hlediska by se tomu říkalo nepropustné). Zachycená voda může proudit pouze ve vodorovném směru. Voda by pak mohla vytéct na povrch, když aquifer dosáhne zlomu, jako stěna kráteru. Podvodní vrstvy jsou na Zemi zcela běžné. Dobrým příkladem je „Weeping Rock“ v národním parku Zion v Utahu .
Na druhou stranu existují důkazy pro alternativní teorii, protože velká část povrchu Marsu je pokryta tlustým hladkým pláštěm, o kterém se předpokládá, že je směsí ledu a prachu. Tento ledově bohatý plášť, několik metrů silný, vyhlazuje zemi, ale místy má hrbolatou strukturu připomínající povrch basketbalu. Za určitých podmínek se led mohl roztavit a stékat po svazích, aby vytvořily vpusti. Vzhledem k tomu, že na tomto plášti je několik kráterů, je plášť relativně mladý. Vynikající pohled na tento plášť je na obrázku Ptolemaeus Crater Rim, jak ho vidí HiRISE .
Změny na oběžné dráze a sklonu Marsu způsobují významné změny v distribuci vodního ledu z polárních oblastí až do zeměpisných šířek ekvivalentních Texasu. V určitých klimatických obdobích opouští vodní pára polární led a vstupuje do atmosféry. Voda se vrací na zem v nižších zeměpisných šířkách jako nánosy mrazu nebo sněhu, které jsou velkoryse smíšeny s prachem. Atmosféra Marsu obsahuje velké množství jemných prachových částic. Vodní pára kondenzuje na částicích, potom těžší částice s vodním povlakem padají a hromadí se na zemi. Když se led v horní části plášťové vrstvy vrací zpět do atmosféry, zanechává za sebou prach, který izoluje zbývající led.
Polygonální vzorovaný povrch
Polygonální, vzorovaný povrch je v některých oblastech Marsu docela běžný. Obvykle se předpokládá, že je to způsobeno sublimací ledu ze země. Sublimace je přímá změna pevného ledu na plyn. To je podobné tomu, co se stane se suchým ledem na Zemi. Místa na Marsu, která vykazují polygonální půdu, mohou naznačovat, kde budoucí kolonisté mohou najít vodní led. Vzorované zemní formy ve vrstvě pláště, nazývané plášť závislý na zeměpisné šířce , který spadl z oblohy, když bylo jiné klima.
Krátery
Impaktní krátery mají obecně okraj s ejectou kolem, na rozdíl od sopečných kráterů obvykle nemají okraj nebo usazeniny ejecta. Krátery někdy zobrazují vrstvy. Protože srážka, která způsobí kráter, je jako silná exploze, jsou kameny z hlubokého podzemí házeny na povrch. Krátery nám tedy mohou ukázat, co leží hluboko pod povrchem.
Podlaha kráteru Kunowsky , jak ji vidí HiRISE. Měřítko je 500 metrů dlouhé.
Kráter Bonestell , jak ho vidí HiRISE. Měřítko je dlouhé 1000 metrů.
Kráter Arandas , jak ho vidí HiRISE. Kliknutím na obrázek získáte lepší pohled na severní a jižní zeď a na centrální kopce. Měřítko je dlouhé 1000 metrů.
Skupina kráterů, které mohly narazit na povrch současně po rozpadu asteroidu. Pokud by krátery vznikly v různých dobách, byly by utřeny části ostatních. Snímek pořídil HiRISE v rámci programu HiWish. Obrázek umístěn v Terra Cimmeria .
Bahenné sopky
Velké plochy Mare Acidalium zobrazují světlé skvrny na tmavém pozadí. To bylo navrhl, že skvrny jsou bahenní sopky. Bylo zmapováno více než 18 000 těchto funkcí, které mají průměrný průměr asi 800 metrů. Mare Acidalium by dostalo velké množství bahna a tekutin z odtokových kanálů, takže se tam mohlo nahromadit tolik bahna. Bylo zjištěno, že světlé kopce obsahují krystalické oxidy železité. Bahenní vulkanismus zde může být velmi významný, protože mohlo být vyrobeno potrubí s dlouhým poločasem roztočení podzemní vody. Mohla to být stanoviště pro mikroorganismy. Bahenné sopky mohly přinést vzorky z hlubokých zón, které by proto mohly být vzorkovány roboty. Článek v Icarusu uvádí studii o těchto možných bahenních sopkách. Autoři srovnávají tyto marťanské rysy s bahenními sopkami na Zemi. Tamní studie využívající obrázky HiRISE a data CRISM podporují myšlenku, že tyto funkce jsou skutečně bahenní sopky. Nanofázové železité minerály a hydratované minerály nalezené u kompaktního průzkumného zobrazovacího spektrometru pro Mars (CRISM) ukazují, že při tvorbě těchto možných sopek bahna z Marsu byla zapojena voda.
Krátery s bílými středy v Mare Acidalium. Písečné duny jsou na obrázku viditelné v nízkých oblastech. Některé z funkcí mohou být bahenní sopky. Snímek pořízený Mars Global Surveyor v rámci programu MOC Public Targeting Program .
Kanály v regionu Idaeus Fossae
V Idaeus Fossae je 300 km dlouhý říční systém. Je vytesán do vysočiny Idaeus Fossae a vznikl roztavením ledu v zemi po dopadech asteroidů. Datování určilo, že aktivita vody přišla poté, co většina aktivity vody skončila na hranici mezi Noachianským a Hesperianským obdobím. Jezera a vějířovité usazeniny byly vytvořeny tekoucí vodou v tomto systému, když odtékala na východ do kráteru Liberta a tvořila usazeninu delta. Součástí odvodňovací cesty je údolí Moa.
Kanály
Existují obrovské důkazy o tom, 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.
Sklodowska (marťanský kráter) , jak je viděn kamerou CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter ). Pod erodovaným jižním okrajem jsou viditelné malé kanály.
Oceán
Mnoho vědců tvrdí, že Mars měl kdysi na severu velký oceán. Mnoho důkazů o tomto oceánu bylo shromážděno během několika desetiletí. Nové důkazy byly zveřejněny v květnu 2016. Velký tým vědců popsal, jak byla část povrchu čtyřúhelníku Ismenius Lacus změněna dvěma Tsunami . Tsunami byly způsobeny asteroidy dopadajícími na oceán. Oba byli považováni za dostatečně silné, aby vytvořili krátery o průměru 30 km. První tsunami sebrala a nesla balvany o velikosti aut nebo malých domků. Zpětný proplach z vlny vytvořil kanály přeskupením balvanů. Druhá přišla, když byl oceán o 300 m nižší. Druhý nesl hodně ledu, který padal v údolích. Výpočty ukazují, že průměrná výška vln by byla 50 m, ale výšky se pohybovaly od 10 m do 120 m. Numerické simulace ukazují, že v této konkrétní části oceánu by se každých 30 milionů let vytvořily dva impaktní krátery o průměru 30 km. Z toho vyplývá, že velký severní oceán mohl existovat už miliony let. Jedním z argumentů proti oceánu byl nedostatek pobřežních rysů. Tyto rysy mohly být zmyty těmito událostmi tsunami. Části Marsu studované v tomto výzkumu jsou Chryse Planitia a severozápadní Arábie Terra . Tyto tsunami ovlivnily některé povrchy ve čtyřúhelníku Ismenius Lacus a ve čtyřúhelníku Mare Acidalium.
Pingos
Předpokládá se, že na Marsu jsou pingos. Jsou to mohyly, které obsahují praskliny. Tyto konkrétní zlomeniny byly evidentně způsobeny něčím, co se vynořilo zpod křehkého povrchu Marsu. Ledové čočky, které vznikly hromaděním ledu pod povrchem, pravděpodobně vytvořily tyto valy se zlomeninami. Led je méně hustý než skála, takže zasypaný led stoupal a tlačil nahoru na povrch a vytvářel tyto praskliny. Analogický proces vytváří v Arktické tundře na Zemi hromady podobné velikosti, které jsou známé jako pingos , inuitské slovo. Obsahují čistý vodní led, takže by byly skvělým zdrojem vody pro budoucí kolonisty na Marsu.
Zlomená země
Vrstvy
Horninu lze formovat do vrstev různými způsoby. Sopky, vítr nebo voda mohou vytvářet vrstvy Vrstvy lze vytvrzovat působením podzemní vody. Marťanská podzemní voda se pravděpodobně pohybovala stovky kilometrů a při tom rozpouští mnoho minerálů ze skály, kterou procházela. Když povrchy podzemní vody v nízkých oblastech obsahují sedimenty, voda se odpařuje v tenké atmosféře a zanechává minerály jako usazeniny nebo cementační prostředky. V důsledku toho nemohly vrstvy prachu později snadno erodovat, protože byly slepeny dohromady.
,
Další krajinné prvky v kvadrantu Mare Acidalium
Cliff v systému Kasei Valles , jak to vidí HiRISE .
Rozšíření útesu v systému Kasei Valles na předchozím obrázku, který ukazuje balvany a jejich stopy, jak je vidělo HiRISE. Kliknutím na obrázek zobrazíte balvan o rozměrech jen 2,2 yardů (menší než ložnice).
Detailní pohled na možnou poruchu Mare Acidalium, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish . Kolem kráteru je nakreslen kruh, který ukazuje, že může být mimo kruh kvůli pohybu poruchy. Mnoho dalších poruch je v regionu.
Ostatní čtyřúhelníky Marsu
Interaktivní mapa Marsu
Viz také
Reference
|