Čtyřúhelník Thaumasia - Thaumasia quadrangle
Souřadnice | 47 ° 30 ' severní šířky 90 ° 00' západní délky / 47,5 ° S 90 ° W Souřadnice : 47,5 ° S 90 ° W47 ° 30 ' severní šířky 90 ° 00' západní délky / |
---|
Thaumasia nádvoří je jedním z řady 30 čtvercové mapy Marsu používaný United States Geological Survey (USGS) Astrogeology výzkumného programu . Čtyřúhelník Thaumasia je také označován jako MC-25 (Mars Chart-25). Jméno pochází od Thaumase , boha mraků a nebeských zjevení.
Thaumasia nádvoří pokrývá oblast od 60 ° do 120 ° západní délky a 30 ° až 65 ° jižní šířky na Marsu . Čtyřúhelník Thaumasia obsahuje mnoho různých oblastí nebo částí mnoha regionů: Solis Planum , Icaria Planum , Aonia Terra , Aonia Planum , Bosporus Planum a Thaumasia Planum . První oběžné dráhy zde objevily jednu z prvních velkých sítí proudových kanálů, zvanou Warrego Valles. Dalším znakem vody je přítomnost vpustí vytesaných do strmých svahů.
Marťanské vpusti
V některých částech Marsu jsou vpusti běžné. Vpusti se vyskytují na strmých svazích, zejména na stěnách kráterů. Marťanské vpusti jsou považovány za relativně mladé, protože mají málo kráterů, pokud vůbec nějaké. Navíc leží na písečných dunách, které jsou samy o sobě považovány za poměrně mladé. Každá vpust má obvykle výklenek, kanál a zástěru. Některé studie zjistily, že se vpusti vyskytují na svazích, které jsou obráceny všemi směry, jiné zjistily, že větší počet vpustí se nachází na svazích směřujících k pólu, zejména od 30-44 S.
Ačkoli bylo předloženo mnoho nápadů k jejich vysvětlení, mezi nejoblíbenější patří kapalná voda pocházející z vodonosné vrstvy , z tání na základně starých ledovců nebo z tání ledu v zemi, když bylo klima teplejší.
Existují důkazy pro všechny tři teorie. Většina hlav vpustových výklenků se vyskytuje na stejné úrovni, přesně tak, jak by se dalo očekávat od zvodnělé vrstvy . Různá měření a výpočty ukazují, že kapalná voda by mohla existovat v podzemních vrstvách v obvyklých hloubkách, kde začínají vpusti. Jednou z variant tohoto modelu je, že stoupající horké magma mohlo roztát led v zemi a způsobit proudění vody ve zvodnělých vrstvách. Vodonosné vrstvy jsou vrstva, která umožňuje proudění vody. Mohou se skládat z porézního pískovce. Vrstva vodonosné vrstvy by byla posazena na další vrstvu, která zabrání sestupu vody (z geologického hlediska by se tomu říkalo nepropustné). Vzhledem k tomu, že vodě ve vodonosné vrstvě je zabráněno klesat, jediný směr, kterým může zachycená voda proudit, je horizontální. Nakonec může voda vytékat na povrch, když se zvodně dostanou do zlomu - jako zeď kráteru. Výsledný tok vody by mohl erodovat zeď a vytvořit tak vpusti. Vodonosné vrstvy jsou na Zemi celkem běžné. Dobrým příkladem je „Weeping Rock“ v národním parku Zion v Utahu .
Pokud jde o další teorii, velká část povrchu Marsu je pokryta hustým hladkým pláštěm, který je považován za směs ledu a prachu. Tento plášť bohatý na led, silný několik yardů, vyhlazuje zemi, ale místy má hrbolatou strukturu připomínající povrch basketbalu. Plášť může být jako ledovec a za určitých podmínek by se led, který je smíchán v plášti, mohl roztát a stékat po svazích a vytvářet rokle. Protože je na tomto plášti málo kráterů, je plášť relativně mladý. Skvělý pohled na tento plášť je zobrazen níže na obrázku kráterového okraje Ptolemaea, jak jej vidí HiRISE .
Plášť bohatý na led může být důsledkem klimatických změn. Změny na oběžné dráze a náklonu Marsu způsobují významné změny v distribuci vodního ledu z polárních oblastí až do zeměpisných šířek ekvivalentních Texasu. V určitých klimatických obdobích vodní pára opouští polární led a vstupuje do atmosféry. Voda se v nižších zeměpisných šířkách vrací zpět na zem, když se nánosy mrazu nebo sněhu hojně mísí s prachem. Atmosféra Marsu obsahuje velké množství jemných prachových částic. Vodní pára na částicích zkondenzuje a poté spadne na zem kvůli dodatečné hmotnosti vodního povlaku. Když je Mars na svém největším náklonu nebo šikmosti, lze z letního ledového čepice odstranit a uložit až 2 cm ledu ve středních zeměpisných šířkách. Tento pohyb vody může trvat několik tisíc let a vytvořit sněhovou vrstvu silnou až kolem 10 metrů. Když se led v horní části plášťové vrstvy vrátí zpět do atmosféry, zanechá za sebou prach, který izoluje zbývající led. Měření nadmořských výšek a svahů vpustí podporuje myšlenku, že sněhové pokrývky nebo ledovce jsou spojeny s vpusti. Strmější svahy mají více stínu, který by zachoval sníh.
Vyšší nadmořské výšky mají mnohem méně vpustí, protože led by měl tendenci se více sublimovat v řídkém vzduchu vyšší nadmořské výšky. V oblasti Thaumasia se nachází jen velmi málo vpustí; v nižších nadmořských výškách je jich však několik, jako na obrázku níže v kráteru Ross .
CTX obrázek části kráteru Ross ukazující kontext pro další obrázek z HiRISE.
Vpusti v kráteru Ross, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish . Protože jsou vpusti na úzkém okraji kráteru a začínají v různých výškách, tento příklad není v souladu s modelem vpustí způsobených zvodněnými vrstvami.
Třetí teorie může být možná, protože klimatické změny mohou stačit na to, aby se led v zemi jednoduše rozpustil a vytvořil tak rokle. Během teplejšího podnebí by prvních pár metrů země mohlo roztát a vytvořit „tok trosek“ podobný těm na suchém a chladném východním pobřeží Grónska. Vzhledem k tomu, že se vpusti vyskytují na strmých svazích, je k zahájení toku zapotřebí pouze malé snížení smykové pevnosti částic půdy. Mohlo by stačit malé množství tekuté vody z roztátého podzemního ledu. Výpočty ukazují, že třetinu mm odtoku lze vyrobit každý den po dobu 50 dnů každého marťanského roku, a to i za současných podmínek.
Písečné duny
Mnoho míst na Marsu má písečné duny. Některé krátery v Thaumasii mají tmavé skvrny. Fotografie ve vysokém rozlišení ukazují, že tmavé značky jsou tmavé písečné duny. Tmavé písečné duny pravděpodobně obsahují vyvřelý skalní čedič. Brashear Crater , na obrázku níže, je jeden kráter s tmavými dunami.
Široký pohled na Brashear (marťanský kráter) poblíž jiných kráterů, jak jej vidí MOLA, ve kterém jsou nadmořské výšky označeny různými barvami.
Kontextový obrázek Mars Global Surveyor s rámečkem ukazujícím, kde se nachází další obrázek.
Mars Global Surveyor obrázek části oblasti na předchozí fotografii. Tmavá místa jsou vyřešena jako písečné duny. Snímek pořízen v rámci programu MOC Public Targeting Program .
Warrego Valles
Obrázky Mariner 9 a Viking Orbiter ukázaly síť rozvětvených údolí v Thaumasii s názvem Warrego Valles . Tyto sítě jsou důkazem, že Mars mohl být kdysi teplejší, vlhčí a možná měl srážky ve formě deště nebo sněhu. Studie s laserovým výškoměrem Mars Orbiter , systémem Thermal Emission Imaging System (THEMIS) a kamerou Mars Orbiter Camera (MOC) podporuje myšlenku, že Warrego Valles vzniklo ze srážek. Na první pohled připomínají říční údolí na naší Zemi. Ale ostřejší snímky z pokročilejších kamer odhalují, že údolí nejsou souvislá. Jsou velmi staří a možná trpěli účinky eroze. Níže uvedený obrázek ukazuje některá z těchto rozvětvených údolí.
Kanály poblíž Warrego Valles , jak je vidí THEMIS . Tyto rozvětvené kanály jsou silným důkazem proudící vody na Marsu, možná v mnohem teplejším období.
Krátery
Hustota impaktních kráterů se používá k určení povrchových stáří Marsu a dalších těles sluneční soustavy. Čím je povrch starší, tím více kráterů je přítomno. Tvary kráterů mohou odhalit přítomnost přízemního ledu.
Oblast kolem kráterů může být bohatá na minerály. Teplo na Marsu taje led v zemi. Voda z tajícího ledu rozpouští minerály a poté je ukládá do trhlin nebo zlomů, které vznikly při nárazu. Tento proces, nazývaný hydrotermální alterace, je hlavním způsobem výroby ložisek rudy. Oblast kolem marťanských kráterů může být bohatá na užitečné rudy pro budoucí kolonizaci Marsu. Studie na Zemi dokumentovaly, že vznikají trhliny a v trhlinách se ukládají žíly sekundárních minerálů. Obrázky ze satelitů obíhajících kolem Marsu odhalily praskliny poblíž kráterů s dopadem. Při nárazech vzniká velké množství tepla. Ochlazení oblasti kolem velkého nárazu může trvat stovky tisíc let. Mnoho kráterů kdysi obsahovalo jezera. Protože některá kráterová patra ukazují delty, víme, že voda musela být nějakou dobu přítomna. Na Marsu byly spatřeny desítky delt. Delty se tvoří, když se sediment vyplaví z proudu, který vstupuje do klidného vodního toku. Vytvoření delty vyžaduje trochu času, takže přítomnost delty je vzrušující; znamená to, že voda tam byla nějaký čas, možná mnoho let. V takových jezerech se mohly vyvinout primitivní organismy; některé krátery proto mohou být hlavním cílem hledání důkazů o životě na Rudé planetě.
Východní strana kráteru Douglass , jak ji vidí kamera CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter )
Kráter Lamont , jak jej vidí kamera CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Tmavé oblasti se skládají převážně z dun.
Kráter Coblentz , jak jej vidí kamera CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).
Kráter Biachini , jak jej vidí kamera CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Na podlaze jsou vidět stopy prachu a ďábla . Úzké, tmavé linie jsou stopy prachu ďábla.
Kráter Fontana , jak jej vidí kamera CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).
Prachový ďábel sleduje kousek za severním okrajem kráteru Fontana, jak to vidí kamera CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Poznámka: toto je zvětšení předchozího obrázku kráteru Fontana.
Lamplandský kráter (marťanský kráter) , jak jej vidí kamera CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).
Kráter Slipher (kráter na Marsu) , jak jej vidí kamera CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).
Kanály
Existují obrovské důkazy o tom, že kdysi voda tekla v říčních údolích na Marsu. Obrázky zakřivených kanálů byly viděny na snímcích z kosmické lodi Mars, která se datuje na začátek sedmdesátých let s oběžnou dráhou Mariner 9 . Studie zveřejněná v červnu 2017 skutečně vypočítala, že objem vody potřebný k vyřezání všech kanálů na Marsu byl ještě větší než předpokládaný oceán, který planeta mohla mít. Voda byla pravděpodobně mnohokrát recyklována z oceánu do srážek kolem Marsu.
Kráter a jeden z mnoha blízkých kanálů, jak jej vidí HiRISE v programu HiWish Obrázek pochází z Icaria Planum .
Další pohledy z Thaumasie
Mapa čtyřúhelníku Thaumasia se značenými krátery. Kráter Lowell je pojmenován po Percivalu Lowellovi .
Kráter Lowell Northeast Rim, jak jej vidí HiRISE . Kráterová podlaha je směrem ke spodní části obrázku.
CTX snímek z Icaria Planum, který ukazuje umístění dalšího obrázku.
Vrstvy v plášti, jak je vidí HiRISE, v rámci programu HiWish . Plášť byl pravděpodobně vytvořen ze sněhu a prachu padajícího během jiného klimatu.
Okraj kráteru Porter , jak je vidět na Mars Global Surveyor .
Další čtyřúhelníky Marsu
Interaktivní mapa Marsu
Viz také
Reference
Další čtení
- Lorenz, R. 2014. The Dunes Whisperers. Planetární zpráva: 34, 1, 8-14
- Lorenz, R., J. Zimbelman. 2014. Dune Worlds: How Windblown Sand Shapes Planetary Landscapes. Knihy Springer Praxis / Geofyzikální vědy.
externí odkazy
|