Mare Boreum čtyřúhelník - Mare Boreum quadrangle

Mare Boreum čtyřúhelník
USGS-Mars-MC-1-MareBoreumRegion-mola.png
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  / 75; 0 Souřadnice : 75 ° N 0 ° E  /  75 ° N 0 ° E  / 75; 0
Obrázek čtyřúhelníku Mare Boreum (MC-1). Tato oblast zahrnuje ledovou čepici severního pólu , kráter Korolov a Chasma Boreale .

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

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.

Ostatní čtyřúhelníky Marsu

Obrázek výše obsahuje odkazy, na které lze kliknout Klikatelný obrázek 30 kartografických čtyřúhelníků Marsu definovaných USGS . Čísla čtyřúhelníků (počínaje MC pro „Mars Chart“) a jména odkazují na odpovídající články. Sever je nahoře; 0 ° S 180 ° Z  /  0 ° severní šířky 180 ° západní délky  / 0; -180 je zcela vlevo na rovníku . Mapové snímky pořídil 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
Obrázek výše obsahuje odkazy, na které lze kliknout 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.


Viz také

Reference

externí odkazy