Marťanské polární ledové čepice - Martian polar ice caps

Severní polární čepice v roce 1999
Jižní polární čepice v roce 2000

Planeta Mars má dvě trvalé polární ledové čepice . Během zimy pólu leží v nepřetržité tmě, chladí povrch a způsobuje ukládání 25–30% atmosféry do desek ledu CO 2 ( suchý led ). Když jsou póly opět vystaveny slunečnímu záření, zmrzlý CO 2 sublimuje . Tyto sezónní akce přepravují velké množství prachu a vodní páry, což vede k mrazu podobnému Zemi a velkým cirrovým oblakům .

Čepice na obou pólech sestávají především z vodního ledu . Zmrazený oxid uhličitý se hromadí jako poměrně tenká vrstva o tloušťce asi jeden metr na severním čepici v severní zimě, zatímco jižní čepice má trvalý kryt suchého ledu o tloušťce asi 8 m. Severní polární čepice má v létě severního Marsu průměr asi 1000 km a obsahuje asi 1,6 milionu kubických km ledu, který by při rovnoměrném rozložení na čepici byl 2 km silný. (To je srovnatelné s objemem 2,85 milionu kubických km (km 3 ) pro grónský ledový příkrov .) Jižní polární čepice má průměr 350 km a tloušťku 3 km. Celkový objem ledu v jižní polární čepici plus přilehlá vrstvená ložiska byl také odhadován na 1,6 milionu kubických km. Obě polární čepice ukazují spirálové žlaby, které nedávná analýza radaru SHARAD pronikajícího ledu ukázala, že jsou výsledkem zhruba kolmých katabatických větrů, které se spirálovitě vlivem Coriolisova jevu .

Sezónní poleva některých oblastí poblíž jižní ledové čepičky má za následek tvorbu transparentních 1 m silných desek suchého ledu nad zemí. S příchodem jara sluneční světlo zahřívá podpovrchovou vrstvu a pod deskou se hromadí tlak ze sublimace CO 2 , který ji povyšuje a nakonec roztrhá. To vede k gejzírovým erupcím plynu CO 2 smíchaného s tmavým čedičovým pískem nebo prachem. Tento proces je rychlý, pozorovaný v průběhu několika dní, týdnů nebo měsíců, což je rychlost změny v geologii poměrně neobvyklá - zejména pro Mars. Plyn řítící se pod deskou na místo gejzíru vytesává pod ledem pavoukovitý vzor radiálních kanálů.

V červenci 2018 italští vědci oznámili objev subglaciálního jezera na Marsu, 1,5 km (0,93 mi) pod povrchem jižních polárních vrstvených ložisek (nikoli pod viditelnou trvalou ledovou čepičkou) a asi 20 km (12 mi) napříč , první známé stabilní vodní těleso na planetě.

Zmrazení atmosféry

Výzkum založený na mírných změnách na oběžných drahách kosmických lodí kolem Marsu po dobu 16 let zjistil, že každou zimu z atmosféry na polární čepici zimní polokoule vymrzne přibližně 3 biliony až 4 biliony tun oxidu uhličitého. To představuje 12 až 16 procent hmotnosti celé atmosféry Marsu . Tato pozorování podporují předpovědi z globálního referenčního atmosférického modelu Mars - 2010.

Vrstvy

Obě polární čepice vykazují vrstvené rysy, nazývané polární vrstvená ložiska, které jsou výsledkem sezónní ablace a akumulace ledu společně s prachem z marťanských prachových bouří. Informace o minulém klimatu Marsu mohou být nakonec odhaleny v těchto vrstvách, stejně jako to dělají letokruhy a data jádra ledu na Zemi. Oba polární čepice také zobrazují rýhované prvky, pravděpodobně způsobené vzory proudění větru. Drážky jsou také ovlivněny množstvím prachu. Čím více prachu, tím je povrch tmavší. Čím je povrch tmavší, tím více taje. Tmavé povrchy absorbují více světelné energie. Existují i ​​jiné teorie, které se pokoušejí vysvětlit velké drážky.

Vrstvy v severní ledové čepičce, jak je vidí HiRISE v programu HiWish

  • Odhalené vrstvy.

  • Zavřít pohled na exponované vrstvy.

  • Vrstvy viditelné podél okraje severní ledové čepice.

  • Vrstvy exponované v severním ledovci, jak je vidí HiRISE v programu HiWish

  • Blízký pohled na vrstvy vystavené v severní ledové pokrývce, jak je vidět na HiRISE v programu HiWish

Severní polární čepice

Mozaika snímků pořízených v období od 16. prosince 2015 do 26. ledna 2016 misí Mars Orbiter

Převážná část severní ledové čepice se skládá z vodního ledu ; má také tenkou sezónní dýhu suchého ledu , pevný oxid uhličitý . Každou zimu ledová čepička roste přidáním 1,5 až 2 m suchého ledu. V létě se suchý led sublimuje (jde přímo z pevné látky na plyn) do atmosféry. Mars má roční období, která jsou podobná zemským, protože jeho rotační osa má náklon blízko k naší vlastní Zemi (25,19 ° pro Mars, 23,44 ° pro Zemi).

Během každého roku na Marsu během zimy na severní a jižní polokouli „zamrzne“ až třetina tenké marsovské atmosféry oxidu uhličitého (CO 2 ). Vědci dokonce změřili drobné změny v gravitačním poli Marsu v důsledku pohybu oxidu uhličitého.

Ledová čepice na severu má nižší nadmořskou výšku (základna -5000 m, vrchol -2000 m) než jih (základna 1000 m, vrchol 3500 m). Je také teplejší, takže každé léto zmizí veškerý zmrzlý oxid uhličitý. Část čepice, která přežívá léto, se nazývá severní zbytková čepice a je vyrobena z vodního ledu. Předpokládá se, že tento vodní led má tloušťku až tři kilometry. Mnohem tenčí sezónní čepice se začíná tvořit koncem léta až začátkem podzimu, kdy se tvoří různé mraky. Říká se tomu polární kapuce a z mraků padají srážky, které zesilují čepici. Severní polární čepice je kolem pólu symetrická a pokrývá povrch až do zhruba 60 stupňů zeměpisné šířky. Snímky s vysokým rozlišením pořízené NASA Mars Global Surveyor ukazují, že severní polární čepici pokrývají hlavně jámy, praskliny, malé nerovnosti a knoflíky, které jí dodávají tvarohový vzhled. Jamy jsou rozmístěny blízko sebe vzhledem k velmi odlišným prohlubním v jižní polární čepici.

Obě polární čepice vykazují vrstvené rysy, které jsou výsledkem sezónního tání a ukládání ledu společně s prachem z marťanských prachových bouří. Tato polární vrstvená ložiska leží pod permanentními polárními čepičkami. Informace o minulém klimatu Marsu mohou být nakonec odhaleny v těchto vrstvách, stejně jako to dělají letokruhy a data jádra ledu na Zemi. Obě polární čepice také zobrazují rýhované rysy, pravděpodobně způsobené vzory proudění větru a úhly slunce, i když existuje několik teorií, které byly pokročilé. Drážky jsou také ovlivněny množstvím prachu. Čím více prachu, tím je povrch tmavší. Čím je povrch tmavší, tím více taje. Tmavé povrchy absorbují více světelné energie. Jedno velké údolí, Chasma Boreale, běží v polovině čepice. Je asi 100 km široký a až 2 km hluboký - to je hlouběji než Grand Canyon Země .

Když se změní náklon nebo šikmost, změní se velikost polárních čepic. Když je náklon nejvyšší, získávají póly mnohem více slunečního světla a více hodin každý den. Extra sluneční světlo způsobuje tání ledu natolik, že by mohl pokrýt části povrchu v 10 m ledu. Bylo nalezeno mnoho důkazů pro ledovce, které se pravděpodobně vytvořily, když došlo k této změně klimatu způsobené náklonem.

Výzkum publikovaný v roce 2009 ukazuje, že vrstvy ledové pokrývky bohaté na led odpovídají modelům marťanských klimatických výkyvů. Radarový přístroj NASA Mars Reconnaissance Orbiter dokáže měřit kontrast v elektrických vlastnostech mezi vrstvami. Vzor odrazivosti odhaluje vzor materiálových variací ve vrstvách. Radar vytvořil průřezový pohled na severně polární vrstvená ložiska Marsu. Zóny s vysokou odrazivostí s více kontrastními vrstvami se střídají se zónami s nižší odrazivostí. Vzory, jak se tyto dva typy zón střídají, lze korelovat s modely změn náklonu Marsu. Vzhledem k tomu, že horní zóna severně polárních vrstevnatých ložisek-poslední uložená část-silně odráží radar, vědci navrhují, aby takové úseky vysoce kontrastního vrstvení odpovídaly obdobím relativně malých výkyvů v náklonu planety, protože osa Marsu se v poslední době příliš nemění. Zdá se, že se prašnější vrstvy usazují v obdobích, kdy je atmosféra prašnější.

Výzkum, publikovaný v lednu 2010 pomocí obrázků HiRISE , říká, že porozumění vrstvám je složitější, než se dříve věřilo. Jas vrstev nezávisí jen na množství prachu. Úhel slunce spolu s úhlem kosmické lodi výrazně ovlivňuje jas viděný kamerou. Tento úhel závisí na faktorech, jako je tvar stěny žlabu a jeho orientace. Drsnost povrchu může navíc výrazně změnit albedo (množství odraženého světla). Navíc mnohokrát to, co člověk vidí, není skutečná vrstva, ale čerstvé pokrytí mrazem. Všechny tyto faktory jsou ovlivněny větrem, který může erodovat povrchy. Kamera HiRISE neodhalila vrstvy, které byly tenčí než ty, které viděl Mars Global Surveyor. Ve vrstvách však viděl více detailů.

Radarová měření severního polárního ledového stropu zjistila, že objem vodního ledu ve vrstvených ložiskách čepice byl 821 000 kubických kilometrů (197 000 kubických mil). To se rovná 30% zemského grónského ledového příkrovu. (Vrstvená ložiska překrývají další bazální ložisko ledu.) Radar je na palubě Mars Reconnaissance Orbiter .

Radarová data SHARAD při kombinaci do 3D modelu odhalí zasypané krátery. Ty mohou být použity k datování určitých vrstev.

V únoru 2017 zveřejnila ESA nový pohled na severní pól Marsu. Byla to mozaika vytvořená z 32 jednotlivých drah Marsu Express .

Jižní polární čepice

Jižní polární trvalá čepice je mnohem menší než ta na severu. Má průměr 400 km ve srovnání s průměrem 1100 km severní čepice. Každou jižní zimu pokrývá ledová pokrývka povrch na 50 ° zeměpisné šířky. Část ledové pokrývky se skládá ze suchého ledu a pevného oxidu uhličitého . Každou zimu ledová čepice roste přidáním 1,5 až 2 metrů suchého ledu ze srážek z polární clony mraků. V létě se suchý led sublimuje (jde přímo z pevné látky na plyn) do atmosféry. Během každého roku na Marsu během zimy na severní a jižní polokouli „zamrzne“ až třetina tenké marsovské atmosféry oxidu uhličitého (CO 2 ). Vědci dokonce změřili drobné změny v gravitačním poli Marsu v důsledku pohybu oxidu uhličitého. Jinými slovy, zimní nahromadění ledu mění gravitaci planety. Mars má roční období, která jsou podobná zemským, protože jeho rotační osa je nakloněna blízko k naší vlastní Zemi (25,19 ° pro Mars, 23,45 ° pro Zemi). Jižní polární čepice má vyšší nadmořskou výšku a je chladnější než ta na severu.

Zbytková jižní ledová čepice je přemístěna; to znamená, že není vystředěn na jižním pólu. Jižní sezónní čepice je však soustředěna blízko geografického pólu. Studie ukázaly, že mimo středovou čepici způsobuje mnohem více sněhu, který padá na jednu stranu než na druhou. Na straně jižního pólu na západní polokouli se vytváří nízkotlaký systém, protože vítr mění povodí Hellas. Tento systém produkuje více sněhu. Na druhé straně je méně sněhu a více mrazu. Sníh má v létě tendenci odrážet více slunečního světla, takže málo taje nebo sublimuje (klima Marsu způsobuje, že sníh přechází přímo z pevné látky do plynu). Frost má naopak drsnější povrch a má tendenci zachytávat více slunečního světla, což má za následek větší sublimaci. Jinými slovy, oblasti s větším výskytem drsnějších mrazů jsou teplejší.

Výzkum publikovaný v dubnu 2011 popsal velké ložisko zmrzlého oxidu uhličitého poblíž jižního pólu. Většina tohoto ložiska pravděpodobně vstoupí do atmosféry Marsu, když se naklonění planety zvýší. Když k tomu dojde, atmosféra zhoustne, vítr zesílí a větší plochy na povrchu mohou podporovat kapalnou vodu. Analýza dat ukázala, že kdyby se všechna tato ložiska změnila na plyn, atmosférický tlak na Marsu by se zdvojnásobil. Existují tři vrstvy těchto ložisek; každý je uzavřen 30metrovou vrstvou vodního ledu, která zabraňuje sublimaci CO 2 do atmosféry. Při sublimaci přechází pevný materiál přímo do plynné fáze. Tyto tři vrstvy jsou spojeny s obdobími, kdy se atmosféra změnila, když se změnilo klima.

Hlavní článek: Formace Dorsa Argentea

Kolem jižního pólu existuje velké pole eskerů , kterému se říká formace Dorsa Argentea a věří se, že jde o pozůstatky obří ledové pokrývky. Předpokládá se, že tento velký polární ledový příkrov pokrýval asi 1,5 milionu kilometrů čtverečních. Tato oblast je dvakrát větší než ve státě Texas .

Hlavní článek: Voda na Marsu § Subglaciální kapalná voda

V červenci 2018 ESA objevila náznaky kapalné slané vody zakopané pod vrstvami ledu a prachu analýzou odrazu radarových pulzů generovaných společností Mars Express .

Vzhled švýcarského sýra

Hlavní článek: Funkce švýcarského sýra

Zatímco severní polární čepice Marsu má plochý důlkový povrch připomínající tvaroh, jižní polární čepice má větší jámy, koryta a ploché mesy, které jí dodávají švýcarský vzhled sýra. Horní vrstva marťanského jiho polárního zbytkového víčka byla erodována do plochých vrcholů s kruhovými prohlubněmi. Pozorování provedená kamerou Mars Orbiter Camera v roce 2001 ukázala, že jizvy a stěny jámy jižní polární čepice od roku 1999 ustoupily průměrnou rychlostí asi 3 metry (10 stop). Jinými slovy, ustupovaly 3 metry za rok na Marsu . Na některých místech čepice ustupují jizvy méně než 3 metry za rok na Marsu a jinde mohou ustoupit až o 8 metrů (26 stop) za marťanský rok. Postupem času se jižní polární jámy spojují v roviny, mesy se mění v butty a buttes navždy zmizí. Kulatému tvaru při jeho formování pravděpodobně pomáhá sluneční úhel. V létě se slunce pohybuje po obloze, někdy i 24 hodin každý den, těsně nad horizontem. V důsledku toho budou stěny kulaté prohlubně přijímat intenzivnější sluneční světlo než podlaha; zeď se roztaví mnohem více než podlaha. Stěny se taví a ustupují, zatímco podlaha zůstává stejná.

Pozdější výzkum s výkonným HiRISE ukázal, že jámy jsou v vrstvě suchého ledu o tloušťce 1 až 10 metrů, která 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.

Následující obrázky ukazují, proč se říká, že povrch připomíná švýcarský sýr; lze také pozorovat rozdíly během dvouletého období.

  • Změny na jižním polárním povrchu od roku 1999 do roku 2001, jak je vidět na Mars Global Surveyor .

  • Ledové útvary „švýcarských sýrů“, jak je vidí MGS.

  • Švýcarské sýrové ledové útvary, jak je vidí MGS, zobrazující vrstvy.

  • Detailní záběr na švýcarský sýrový terén, jak jej vidí MGS.

  • Pohled HiRISE na jižní polární terén.

Kanály hvězdných výbuchů nebo pavouci

Hlavní článek: Geyser (Mars)

Kanály Starburst jsou vzory kanálů, které vyzařují do jemných rozšíření. Jsou způsobeny plynem, který uniká spolu s prachem. Plyn se hromadí pod průsvitným ledem, jak se teplota na jaře ohřívá. Typicky 500 metrů na šířku a 1 metr do hloubky mohou pavouci během několika dní projít pozorovatelnými změnami. Jeden model pro pochopení vzniku pavouků říká, že sluneční světlo ohřívá zrnka prachu v ledu. Teplá zrnka prachu se usazují tavením v ledu, zatímco jsou za nimi vyžíhány otvory. V důsledku toho se led stává poměrně jasným. Sluneční světlo pak dosáhne tmavého dna ledové desky a změní pevný ledový oxid uhličitý na plyn, který proudí směrem k vyšším oblastem, které se otevírají na povrch. Plyn spěchá ven a nese s sebou tmavý prach. Vítr na povrchu bude foukat unikající plyn a prach do temných ventilátorů, které pozorujeme u kosmických lodí na oběžné dráze. Fyzika tohoto modelu je podobná myšlenkám předloženým k vysvětlení temných oblaků vycházejících z povrchu Tritonu .

Výzkum, publikovaný v lednu 2010 pomocí obrázků HiRISE, zjistil, že některé kanály v pavoucích se zvětšují, když jdou do kopce, protože erozi způsobuje plyn. Vědci také zjistili, že plyn proudí do trhliny, ke které došlo na slabém místě ledu. Jakmile slunce stoupne nad obzor, plyn z pavouků vyfoukne prach, který je vháněn větrem, aby vytvořil tmavý vějířový tvar. Část prachu se zachytí v kanálech. Nakonec mráz pokryje všechny ventilátory a kanály až do příštího jara, kdy se cyklus opakuje.

  • Kanály hvězdicového výbuchu způsobené unikajícím plynem CO 2 , jak to vidí HiRISE. Tyto kanály, nazývané také pavouci, mohou mít průměr přibližně 500 m a hloubku 1 m.

  • Pavouk druhého jarního marťanského dne, jak jej viděl HiRISE.

  • Stejný pavouk o 14 marťanských dní později, jak jej viděl HiRISE. Všimněte si zvýšených tmavých ventilátorů způsobených odplyněním tmavého materiálu nesoucího oxid uhličitý.

  • Široký pohled na oblaky, jak je vidí HiRISE v programu HiWish Mnoho z oblaků zobrazuje při zvětšení pavouky.

  • Pavouci, jak je vidí HiRISE v programu HiWish

  • Chocholy a pavouci, jak je vidí HiRISE v programu HiWish

Vrstvy

Chasma Australe, hlavní údolí, protíná vrstvená ložiska v jižní polární čepici. Na straně 90 E leží ložiska na hlavní pánvi, zvané Prometheus.

Některé vrstvy na jižním pólu také vykazují polygonální štěpení ve formě obdélníků. Předpokládá se, že zlomeniny byly způsobeny expanzí a smršťováním vodního ledu pod povrchem.

Polární obohacení deuteria ledovou čepičkou

Důkaz, že Mars kdysi dostatek vody k vytvoření globální oceán alespoň 137 m hluboká která byla získána z měření HDO H 2 O poměr nad severní polární čepičky. V březnu 2015 tým vědců publikoval výsledky, které ukazují, že led polární čepice je v pozemských oceánech asi osmkrát obohacen deuteriem , těžkým vodíkem. To znamená, že Mars ztratil objem vody 6,5krát větší než ten, který je uložen v dnešních polárních čepičkách. Voda na nějaký čas možná vytvořila oceán v nízko položených Vastitas Borealis a přilehlých nížinách ( Acidalia , Arcadia a Utopia planitiae). Kdyby byla voda někdy kapalná a na povrchu, pokryla by 20% planety a místy by byla téměř míli hluboká.

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 izotopických forem vody v atmosféře Marsu během šesti let.

Galerie

Rozsahy severního (vlevo) a jižního (vpravo) polárního ledu CO 2 během marťanského roku
Obrázky ledové čepičky

  • Tento obrázek HiRISE ukazuje vrstvy, které běží zhruba nahoru a dolů, se slabým polygonálním štěpením (většinou obdélníkovým).

  • Jižní polární vrstvy, jak je vidí THEMIS .

  • Detail vrstev ve stěně kráteru McMurdo , jak je vidět na HiRISE.

  • Vrstvy obnažené v údolí na severním polárním ledovci, jak je pozorovala Mars Odyssey. Kliknutím na obrázek zvětšíte, abyste viděli mraky prachu způsobené větry, které sjížděly z čepice.

  • Zjednodušená funkce Chasma Boreale , jak ji vidí HiRISE .

  • Chasma Boreale , jak ji vidí HiRISE.

  • Strmý škaroh, jak ho vidí HiRISE.

  • Severní polární vrstvy na straně údolí, jak je vidí HiRISE. Vrstvy erodují různě, podle toho, jakým směrem čelí. Na jedné straně jsou rovné, jako by byly proříznuty nožem.

  • Kanály Chasma Boreale , jak je vidí HiRISE.

Viz také

Reference

externí odkazy