Čtyřúhelník Mare Australe - Mare Australe quadrangle

Čtyřúhelník Mare Australe
USGS-Mars-MC-30-MareAustraleRegion-mola.png
Mapa Mare Australe čtyřúhelníku z dat Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA). Nejvyšší výšky jsou červené a nejnižší jsou modré.
Souřadnice 75 ° S 0 ° E / 75 ° J 0 ° V / -75; 0 Souřadnice: 75 ° S 0 ° E / 75 ° J 0 ° V / -75; 0
Obrázek čtyřúhelníku Mare Australe (MC-30). Region zahrnuje jižní polární ledovou čepici . Centrální část je tvořena převážně trvalou zbytkovou ledovou čepicí obklopenou vrstveným a žlabovým terénem, ​​který je zase obklopen silně kráterovým terénem.

Mare Australe nádvoří je jedním z řady 30 čtvercové mapy Marsu používaný United States Geological Survey (USGS) Astrogeology výzkumného programu . Čtyřúhelník Mare Australe je také označován jako MC-30 (Mars Chart-30). Čtyřúhelník pokrývá celou oblast Marsu jižně od 65 °, včetně jižní polární ledové pokrývky a jeho okolí. Název čtyřúhelníku pochází ze staršího názvu funkce, která se nyní nazývá Planum Australe , velká pláň obklopující polární čepici. V této oblasti přistála polární havárie na Marsu .

Pozoruhodné vlastnosti

Kolem jižní ledové pokrývky je povrch, kterému se říká formace Dorsa Argentea a který může být starým ledovým nalezištěm. Obsahuje skupinu klikatých, rozvětvených hřebenů, které připomínají eskery, které se tvoří, když jsou potoky pod ledovci. Formace často obsahuje jámy: dvě hlavní lokality se jmenují Cavi Angusti a Cavi Sisyphi . Jámy mají strmé boky a nepravidelný tvar. Mají průměr až 50 km a hloubku 1 km.

Čtyřúhelník také obsahuje Angustus Labyrinthus , útvar protínajícího se údolí nebo hřebenů, přezdívaný „město Inků“. Vědci byli překvapeni, když viděli části povrchu se švýcarským vzhledem. Některé oblasti také vykazovaly podivné formy ve tvaru pavouka, u nichž bylo rozhodnuto, že jsou způsobeny prachem, který v určitých obdobích roku vane plynný oxid uhličitý.

Některé krátery v Mare Australe ukazují vpusti. Marťanské vpusti jsou malé, naříznuté sítě úzkých kanálů a s nimi spojená ložiska sedimentů sestupných svahů , které se nacházejí na planetě Mars . Jsou pojmenovány pro svou podobnost s pozemskými vpusti . Poprvé objeveny na snímcích z Mars Global Surveyor , vyskytují se na strmých svazích, zejména na stěnách kráterů. Obvykle má každý vpust dendritický výklenek na hlavě, vějířovitá zástěra na jeho základně a jediné vlákno naříznutého kanálu spojující dva, což celé vpusti dává tvar přesýpacích hodin. Verí se, že jsou relativně mladí, protože mají málo kráterů, pokud vůbec nějaké. Je také nalezena podtřída vpustí vyřezaná do tváří písečných dun, které samy byly považovány za poměrně mladé. Na základě jejich formy, aspektů, poloh a umístění mezi a zjevné interakce s rysy, o nichž se předpokládá, že jsou bohaté na vodní led, mnozí vědci věřili, že procesy vyřezávání vpustí zahrnují kapalnou vodu. To však zůstává tématem aktivního výzkumu. Jakmile byly objeveny vpusti, vědci začali představovat mnoho vpustí znovu a znovu a hledali možné změny. Do roku 2006 byly nalezeny některé změny. Později s další analýzou bylo stanoveno, že ke změnám mohlo dojít spíše suchými granulovanými proudy, než aby byly poháněny tekoucí vodou. S pokračujícím pozorováním bylo v kráteru Gasa a dalších nalezeno mnoho dalších změn. S více opakovanými pozorováními byly nalezeny další a další změny; protože ke změnám dochází v zimě a na jaře, odborníci se domnívají, že rokle byly vytvořeny ze suchého ledu. Obrázky před a po ukázaly, že načasování této aktivity se časově shodovalo se sezónním mrazem a oxidem uhličitým a teplotami, které by nedovolovaly kapalnou vodu. Když se led ze suchého ledu změní na plyn, může namazat suchý materiál, aby proudil, zejména na strmých svazích. V některých letech může mráz dosahovat až 1 metru.

Zmrazení atmosféry

Výzkum založený na mírných změnách na oběžných drahách kosmických lodí kolem Marsu za více než 16 let zjistil, že když jedna polokoule zažije zimu, přibližně 3 biliony až 4 biliony tun oxidu uhličitého vymrznou z atmosféry na severní a jižní polární čepice. To představuje 12 až 16 procent hmotnosti celé atmosféry Marsu. Tyto předpovědi podporují předpovědi z globálního referenčního atmosférického modelu Mars - 2010.

Jezero tekuté vody

Vědci v červenci 2018 oznámili objev jezera kapalné vody pod jižní ledovou čepicí. Měření byla shromážděna pomocí Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding ( MARSIS ) na palubě kosmické lodi Mars Express Evropské kosmické agentury. Radarové odrazy ukázaly na ledové vrstvy světlé místo, které později ukázalo, že to muselo být jezero kapalné vody. Věří se, že voda zůstává kapalná, a to i při teplotě -68 stupňů Celsia, protože pravděpodobně existuje mnoho rozpuštěné soli, která snižuje bod tuhnutí. Jezero je asi 20 kilometrů široké a nejméně 10 centimetrů hluboké. Mohlo by obsahovat 10 miliard litrů kapalné vody. Velmi dobře by mohlo být pod ledovou čepicí mnoho malých vodních ploch; u MARSIS je však obtížné je odhalit. Také pokrytí nezpracovaného data potřebné pro tyto detekce je omezené - pouze několik procent oblasti má úplnou sadu dat.

Pavouci

V zimě se hromadí mnoho mrazů. Zamrzá přímo na povrch trvalé polární čepice, která je vyrobena z vodního ledu pokrytého vrstvami prachu a písku. Ložisko začíná jako vrstva prašného CO
2
mráz. Přes zimu rekrystalizuje a zhoustne. Částice prachu a písku zachycené v mrazu pomalu klesají. V době, kdy teploty na jaře rostou, se z mrazivé vrstvy stala vrstva poloprůhledného ledu tlustá asi 3 stopy, ležící na substrátu z tmavého písku a prachu. Tento tmavý materiál pohlcuje světlo a způsobuje, že led sublimuje (mění se přímo v plyn) pod povrchem. Nakonec se hromadí mnoho plynu a je pod tlakem. Když najde slabé místo, plyn unikne a vyfoukne prach. Rychlosti mohou dosáhnout 100 mil za hodinu. Někdy lze vidět tmavé kanály; říká se jim „pavouci“. Když k tomuto procesu dochází, zdá se, že je povrch pokryt tmavými skvrnami. Oficiální název pavouků je „araneiforms“. Tyto funkce lze vidět na některých obrázcích níže.

Odmrazování

Jak se teplota ohřívá a na jaře je k dispozici více slunečního světla, mráz začíná mizet. Tento proces začíná výskytem tmavých skvrn. V době, kdy teplota stoupne na teplotu tání vodního ledu, je veškerý led pryč. Proces byl nejprve následován opakovanými snímky Mars Global Surveyor. S mnohem větším rozlišením HiRISE bylo vidět, že mnoho míst mělo tvar fanoušků. Některá z těchto míst a fanoušků jsou vidět na obrázcích níže. Projekt Citizen Science prozkoumal tisíce fanoušků. Téměř všichni (96%) fanoušků měřených v této studii mají délku pod 100 m. Průměrná délka ventilátoru je 33,1 m. Tři největší délky ventilátorů 373 m, 368 ma 361 m byly všechny ve stejné oblasti.

Stopy prašného ďábla

Mnoho oblastí na Marsu, včetně Eridanie, zažívá průchod obřích prachových ďáblů . Většina povrchu Marsu pokrývá tenký povlak jemného jasného prachu. Když kolem něj projde prachový ďábel, odfoukne povlak a odhalí podkladový tmavý povrch.

Prachoví ďáblové se objevují, když slunce ohřívá vzduch v blízkosti rovného a suchého povrchu. Teplý vzduch pak rychle stoupá chladnějším vzduchem a při pohybu vpřed se začne otáčet. Tato rotující, pohybující se buňka může zachytit prach a písek a poté zanechat čistý povrch.

Prachoví ďáblové byli vidět ze země a vysoko nad oběžnou dráhou. Dokonce odpálili prach ze solárních panelů obou roverů na Marsu, čímž výrazně prodloužili jejich životy. Dvojče Rovers byly navrženy tak, aby vydržely 3 měsíce, místo toho trvaly více než šest let a jeden stále pokračuje po 8 letech. Ukázalo se, že se vzor tratí mění každých několik měsíců.

Studie, která spojila data ze stereofonní kamery s vysokým rozlišením (HRSC) a Mars Orbiter Camera (MOC), zjistila, že někteří velcí prachoví ďáblové na Marsu mají průměr 700 metrů a trvají nejméně 26 minut.

Formace Dorsa Argentea

Dorsa Argentea Formation (DAF) je považován za velký systém eskers , které byly na základě prastarého ledovce v jižní polární oblasti Marsu. Předpokládá se, že tento velký polární ledový příkrov pokrýval asi 1,5 milionu kilometrů čtverečních. Tato oblast je dvakrát větší než oblast státu Texas . Ledová pokrývka se vytvořila blízko hranice noachiansko -husperské éry a na počátku hesperianské éry ustoupila . V jižní polární oblasti bylo možné snadněji vytvořit tlustou ledovou pokrývku než na severním pólu, protože jižní pól má vyšší nadmořskou výšku. Když se vyvinul ledový příkrov, mohlo být v marťanské atmosféře k dispozici mnohem více vody.

Tato skupina hřebenů se rozprostírá od 270–100 E a 70–90 S, kolem jižního pólu Marsu. Nachází se pod pozdně amazonskými jižně polárními vrstvenými vklady (SPLD). Množství těchto hřebenů je obrovské. Jedna studie studovala sedm různých hřebenových systémů, které obsahovaly téměř 4 000 hřebenů o celkové délce 51 000 km.

Předpokládá se, že většina eskerů je vytvořena uvnitř tunelů s ledovými stěnami potoky, které tekly uvnitř a pod ledovci. Poté, co se opěrné ledové stěny roztavily, zůstaly nánosy proudů jako dlouhé klikaté hřebeny.

Radarová data MARSIS naznačují, že významné oblasti vrstvených, potenciálně na led bohatých částí formace Dorsa Argentea zůstávají dodnes.

Tým výzkumníků použil raný globální klimatický model Marsu společně s Ice Sheet Modelem University of Maine k určení, jak se eskers formovali. Došli k závěru, že k získání dostatečně vysoké teploty v marťanské atmosféře k vytvoření ledové pokrývky je k zahřátí povrchu v blízkosti pólů nejméně o 20 stupňů C zapotřebí také skleníkový plyn kromě silnější atmosféry oxidu uhličitého. vytvářejí tvar ledové pokrývky, musí být přítomna alespoň část sopky Tharsis.

Důkaz pro oceán

Silné důkazy o jednorázovém starověkém oceánu byly nalezeny z údajů shromážděných ze severního a jižního pólu. V březnu 2015 tým vědců publikoval výsledky, které ukazují, že tato oblast byla vysoce obohacena o deuterium, těžký vodík, sedmkrát tolik než Země. To znamená, že Mars ztratil 6,5krát více vody, než kolik je uloženo v dnešních polárních čepicích. Voda by na nějaký čas vytvořila oceán v nízko položeném Mare Boreum. Množství vody mohlo planetu pokrýt asi 140 metrů, ale pravděpodobně se nacházelo v oceánu, který by byl místy hluboký téměř 1 míli.

Tento mezinárodní tým použil dalekohled ESO Very Large Telescope spolu s přístroji na observatoři WM Keck Observatory a NASA Infrared Telescope Facility k mapování různých forem vody v atmosféře Marsu během šesti let.

Krátery

Krátery zobrazující vrstvy

Mnoho míst na Marsu ukazuje kameny uspořádané ve vrstvách. Studium vrstvení na Marsu se velmi rozšířilo, když Mars Global Surveyor poslal zpět obrázky. Hornina může vytvářet vrstvy různými způsoby. Sopky, vítr nebo voda mohou vytvářet vrstvy. Podrobnou diskusi o vrstvení s mnoha marťanskými příklady lze nalézt v Sedimentární geologii Marsu. Článek Grotzinger a Milliken pojednává o roli vody a větru při vytváření vrstev sedimentárních hornin. Vzhledem k tomu, že krátery jsou nízkými skvrnami na krajinném materiálu, mohou se tam snáze akumulovat a odolávat erozi déle než jiná místa.

Krátery ukazující odmrazování na jaře

Mnohoúhelníky

Velká část povrchu Marsu ukazuje půdu uspořádanou do polygonů různých velikostí. Někdy během správného období jsou spodní oblasti polygonů plné mrazu. Když k tomu dojde, tvary jsou vylepšeny a vytvářejí nádherné výhledy.

Terén se švýcarským sýrem

Části výstavních boxů Mare Australe, díky nimž povrch vypadá jako švýcarský sýr. Tyto jámy jsou v 1-10 metrech silné vrstvě suchého ledu, který sedí na mnohem větší čepici s vodním ledem. Bylo pozorováno, že jámy začínají malými oblastmi podél slabých zlomenin. Kruhové jámy mají strmé stěny, které se soustředí na sluneční světlo, čímž se zvyšuje eroze. Pro jámu vyvinout strmou stěnu asi 10 cm a délku více než 5 metrů v případě potřeby.

Vrstvy

Další funkce čtyřúhelníku Mare Australe

Další čtyřúhelníky Marsu

Výše uvedený obrázek obsahuje odkazy, na které lze kliknoutKlikací obrázek 30 kartografických čtyřúhelníků Marsu, definovaných USGS . Čtyřúhelníková čísla (počínaje MC pro „Mars Chart“) a jména odkazují na odpovídající články. Sever je nahoře; 0 ° severní šířky 180 ° západní délky / 0 ° severní šířky 180 ° západní délky / 0; -180 je na rovníku zcela vlevo . Obrázky mapy byly pořízeny Mars Global Surveyor .
( )

Interaktivní mapa Marsu

Acheron Fossae Acidalia Planitia Alba Mons Amazonis Planitia Aonia Planitia Arabia Terra Arcadia Planitia Argentea Planum Argyre Planitia Chryse Planitia Claritas Fossae Cydonia Mensae Daedalia Planum Elysium Mons Elysium Planitia Gale crater Hadriaca Patera Hellas Montes Hellas Planitia Hesperia Planum Holden crater Icaria Planum Isidis Planitia Jezero crater Lomonosov crater Lucus Planum Lycus Sulci Lyot crater Lunae Planum Malea Planum Maraldi crater Mareotis Fossae Mareotis Tempe Margaritifer Terra Mie crater Milankovič crater Nepenthes Mensae Nereidum Montes Nilosyrtis Mensae Noachis Terra Olympica Fossae Olympus Mons Planum Australe Promethei Terra Protonilus Mensae Sirenum Sisyphi Planum Solis Planum Syria Planum Tantalus Fossae Tempe Terra Terra Cimmeria Terra Sabaea Terra Sirenum Tharsis Montes Tractus Catena Tyrrhen Terra Ulysses Patera Uranius Patera Utopia Planitia Valles Marineris Vastitas Borealis Xanthe TerraMapa Marsu
Výše uvedený obrázek obsahuje odkazy, na které lze kliknoutInteraktivní mapa obraz o globální topografie Marsu . Umístěním kurzoru myši na obrázek zobrazíte názvy více než 60 významných geografických prvků a kliknutím na ně odkazujete. Zbarvení základní mapy ukazuje relativní nadmořskou výšku na základě údajů z laserového výškoměru Mars Orbiter na Mars Global Surveyor NASA . Bílé a hnědé označují nejvyšší nadmořské výšky (+12 až +8 km ); následuje růžová a červená (+8 až +3 km ); žlutá je0 km ; greeny a blues jsou nižší nadmořské výšky (až do−8 km ). Osy jsou zeměpisná šířka a délka ; Polární oblasti jsou zaznamenány.
(Viz také: Mapa Mars Rovers a Mars Memorial mapa ) ( zobrazitdiskutovat )


Viz také

Reference

externí odkazy