Mare Boreum čtyřúhelník - Mare Boreum quadrangle
Mapa údajů o obdélníku Mare Boreum z dat laserového výškoměru Mars Orbiter (MOLA). Nejvyšší nadmořské výšky jsou červené a nejnižší modré.
| |
Souřadnice | 75 ° N 0 ° E / 75 ° N 0 ° E Souřadnice : 75 ° N 0 ° E / 75 ° N 0 ° E |
---|
Mare Boreum nádvoří je jedním z řady 30 čtvercové mapy Marsu používaný United States Geological Survey (USGS) Astrogeology výzkumného programu . Čtyřúhelník Mare Boreum se také označuje jako MC-1 (Mars Chart-1). Jeho název je odvozen od staršího názvu prvku, který se nyní nazývá Planum Boreum , velká pláň obklopující polární čepici.
Čtyřúhelník pokrývá celý povrch Marsu severně od 65 ° zeměpisné šířky. Zahrnuje severní polární ledovou čepičku , která má tvar víření a je zhruba 1100 kilometrů (680 mil) napříč. Mariner 9 v roce 1972 objevil pás písečných dun, které obíhají polární ledové usazeniny, které jsou na některých místech 500 kilometrů (310 mil) napříč a mohou být největším dunovým polem ve sluneční soustavě. Ledová čepička je obklopena rozsáhlými pláněmi Planum Boreum a Vastitas Borealis . V blízkosti pólu se nachází velké údolí Chasma Boreale, které mohlo vzniknout z vody tající z ledové čepičky. Alternativní pohled je, že to bylo způsobeno větry odcházejícími ze studeného pólu. Dalším prominentním prvkem je plynulý vzestup, dříve nazývaný Olympia Planitia. V létě je viditelný tmavý límec kolem zbytkového víčka; je to většinou způsobeno dunami. Čtyřúhelník zahrnuje několik velmi velkých kráterů, které vynikají na severu, protože oblast je hladká s malými změnami v topografii. Těmito velkými krátery jsou Lomonosov a Korolev . Ačkoli je kráter Stokes menší, je také prominentní.
Phoenix Lander dosedl na vastitas borealis v Mare Boreum čtyřúhelníku při 68.218830 ° N a 234.250778 ° E, 25. května 2008. Sonda shromážděny a analyzovány vzorky půdy ve snaze detekovat vodu a zjistit, jak pohostinní planeta může jednou být pro život roste. Zůstalo tam aktivní, dokud nebyly zimní podmínky příliš drsné asi o pět měsíců později.
Po skončení mise časopis Science uvedl, že ve vzorcích analyzovaných Phoenixem byly detekovány chloridy, hydrogenuhličitany, hořčík, sodík, draslík, vápník a případně síran . Hodnota pH byla snížena na 7,7 ± 0,5. Byl detekován chloristan (ClO 4 ), silný oxidant při zvýšených teplotách. To byl významný objev, protože chemická látka má potenciál být použita jako palivo pro rakety a jako zdroj kyslíku pro budoucí kolonisty. Za určitých podmínek může také chloristan inhibovat život; některé mikroorganismy však získávají energii z látky (anaerobní redukcí). Chemická látka smíchaná s vodou může výrazně snížit body tuhnutí podobným způsobem, jakým se sůl nanáší na silnice za účelem tání ledu. Chloristan tedy dnes může na Marsu umožňovat tvorbu malého množství kapalné vody. Vpusti, které jsou běžné v určitých oblastech Marsu, se pravděpodobně vytvořily z chloristanu tajícího led a způsobujícího, že voda erodovala půdu na strmých svazích.
Na tomto místě bylo nalezeno mnoho přímých důkazů o vodě.
Zmrazení atmosféry
Výzkum založený na nepatrných změnách na oběžných drahách kosmické lodi kolem Marsu po dobu 16 let zjistil, že když jedna hemisféra zažije zimu, přibližně 3 biliony až 4 biliony tun oxidu uhličitého zamrzne z atmosféry na severní a jižní polární čepice. To představuje 12 až 16 procent hmotnosti celé marťanské atmosféry. Tato pozorování podporují předpovědi z Mars Global Reference Atmospheric Model — 2010.
Důkaz pro oceán
Silné důkazy pro jednorázový starověký oceán byly nalezeny v Mare Boreum poblíž severního pólu (stejně jako jižního pólu). V březnu 2015 tým vědců zveřejnil výsledky ukazující, že tato oblast byla vysoce obohacena deuteriem, těžkým vodíkem, sedmkrát více než Země. To znamená, že Mars ztratil 6,5krát více vody, než kolik je uloženo v dnešních polárních čepičkách. Voda na nějaký čas by vytvořila oceán v nízko položeném Mare Boreum. Množství vody mohlo pokrýt planetu asi 140 metrů, ale pravděpodobně se nacházelo v oceánu, který byl místy hluboký téměř 1 míli.
Tento mezinárodní tým pomocí dalekohledu ESO Very Large Telescope spolu s nástroji na observatoři WM Keck Observatory a NASA Infrared Telescope Facility mapoval během šesti let různé formy vody v atmosféře Marsu.
Ledová čepička
Z pozorování pomocí nástroje Shallow Radar (SHARAD) na palubě Mars Reconnaissance Orbiter vědci zjistili, že celkový objem vodního ledu v severní ledové čepici je 821000 kubických kilometrů. To se rovná 30% grónského ledového příkrovu Země nebo to stačí k pokrytí povrchu Marsu do hloubky 5,6 metrů
Vrstvy vystavené v severní ledové čepici, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish
Hřebeny
Duny
Na mnoha místech Marsu byly nalezeny písečné duny . Přítomnost dun ukazuje, že planeta má atmosféru větru, protože duny vyžadují vítr, aby se hromadil písek. Většina dun na Marsu je černá kvůli zvětrávání sopečného skalního čediče . Černý písek se nachází na Zemi na Havaji a na některých tropických ostrovech jižního Pacifiku. Písek je na Marsu běžný kvůli stáří povrchu, který umožnil erozi hornin v písek. Bylo pozorováno, že duny na Marsu se pohybují mnoho metrů. V tomto procesu se písek pohybuje nahoru na návětrnou stranu a poté padá dolů na závětrnou stranu duny, což způsobilo, že duna šla směrem na závětrnou stranu (nebo sklouzla tvář). Když jsou obrázky zvětšeny, některé duny na Marsu zobrazují vlnění na svých površích. Ty jsou způsobeny zrnky písku, které se valí a odrážejí se na návětrnou plochu duny. Skákající zrna mají tendenci přistávat na návětrné straně každého zvlnění. Zrna neodskakují příliš vysoko, takže je není třeba zastavit.
Rozmrazování dun a ledu v korytech polygonů, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish
Ostatní čtyřúhelníky Marsu
Interaktivní mapa Marsu
Viz také
Reference
externí odkazy
|