Valles Marineris -Valles Marineris
 Valles Marineris se táhne přes 4 000 km (2 500 mil) napříč Marsem, většinou východozápadně těsně pod rovníkem, jak je vidět na této obrazové mozaice z orbiteru Viking 1 . Tři Tharsis Montes jsou vlevo; směrem k vrcholu se na sever od Echus Chasma do Kasei Valles táhne prastarý odtokový kanál . Podobné odtokové kanály se táhnou od východního konce Valles Marineris směrem k severním Marsovým nížinám .
| |
| Souřadnice | 13° 54′J 59°12′Z / 13,9°J 59,2°W Souřadnice : 13,9°J 59,2°W13° 54′J 59°12′Z / |
|---|---|
| Délka | více než 4 000 km (2 500 mi) |
| Pojmenování | Námořník 9 |
Valles Marineris ( / ˈ v æ l ɪ s m ær ɪ ˈ n ɛər ɪ s / ; latinsky Mariner Valleys , pojmenované po sondě Mariner 9 Mars z let 1971–72, která ji objevila) je systém kaňonů , které běží podél Marsu . povrch východně od regionu Tharsis . S více než 4 000 km (2 500 mi) dlouhými, 200 km (120 mi) širokými a až 7 km (23 000 stop) hlubokými je Valles Marineris jedním z největších kaňonů Sluneční soustavy., kterou svou délkou překonávají pouze trhlinová údolí Země.
Valles Marineris se nachází podél rovníku Marsu, na východní straně výběžku Tharsis , a rozkládá se téměř na čtvrtině obvodu planety. Systém kaňonu začíná na západě Noctis Labyrinthus ; pokračující na východ jsou Tithonium a Ius chasmata , pak Melas , Candor a Ophir chasmata, pak Coprates Chasma , pak Ganges , Capri a Eos chasmata; nakonec se vlévá do oblasti odtokového kanálu obsahujícího chaotický terén , který končí v pánvi Chryse Planitia .
Nedávno bylo navrženo, že Valles Marineris je velká tektonická „prasklina“ v marťanské kůře. Většina badatelů souhlasí s tím, že se to vytvořilo, když kůra ztloustla v oblasti Tharsis na západ a byla následně rozšířena erozí. Poblíž východních boků trhliny se zdá, že existují kanály, které mohly být vytvořeny vodou nebo oxidem uhličitým . Bylo také navrženo, že Valles Marineris je velký kanál vytvořený erozí lávy vytékající z boku Pavonis Mons .
Formace
Teorie o vzniku Valles Marineris se v průběhu let měnily. Nápady v 70. letech byly eroze vodní nebo termokrasová činnost, což je tání permafrostu v ledovcovém podnebí. Mohla k tomu přispět termokrasová aktivita, ale eroze vodou je problematický mechanismus, protože kapalná voda nemůže existovat ve většině současných podmínek na povrchu Marsu, který typicky zažívá asi 1 % zemského atmosférického tlaku a teplotní rozsah 148 K (−125 °C; − 193 °F) až 310 K (37 °C; 98 °F). Mnoho vědců se však shoduje na tom, že kapalná voda tekla na povrch Marsu v minulosti, kdy byly jiné atmosférické podmínky. Valles Marineris mohlo být v té době rozšířeno tekoucí vodou. Další hypotézou McCauleyho v roce 1972 bylo, že kaňony vznikly stažením podpovrchového magmatu. Kolem roku 1989 byla navržena teorie vzniku tenzním štěpením. Dnes se nejvíce shoduje teorie, že Valles Marineris bylo vytvořeno trhlinami jako Východoafrický Rift , které se později zvětšily erozí a zhroucením stěn trhlin. Bylo také navrženo, že Valles Marineris bylo vytvořeno tekoucí lávou.
Předpokládá se, že formace Valles Marineris je úzce spjata s formací Tharsis Bulge. Tharsis Bulge se formovala od noachovského do pozdního hesperského období Marsu ve třech fázích. První fáze sestávala z kombinace vulkanismu a izostatického povznesení ; brzy však vulkanismus zatížil kůru do bodu, kdy kůra již nemohla unést přidanou váhu Tharsis, což vedlo k rozsáhlé formaci graben ve vyvýšených oblastech Tharsis. Stádium dva sestávalo z více vulkanismu a ztráty izostatické rovnováhy ; zdrojové oblasti vulkanismu již nebydlely pod Tharsis, což vytvářelo velmi velké zatížení. Nakonec kůra nedokázala udržet Tharsis a vytvořily se radiální zlomeniny, včetně Valles Marineris. Třetí fáze sestávala hlavně z většího počtu vulkanismu a dopadů asteroidů. Kůra, která již dosáhla bodu selhání, zůstala na místě a vytvořily se mladší sopky. Tharsis vulkanismus zahrnoval magma s velmi nízkou viskozitou , tvořící štítové vulkány podobné těm v řetězci Havajských ostrovů , ale protože na Marsu existuje malá nebo žádná současná aktivní desková tektonika, aktivita hotspotů vedla k velmi dlouhé historii opakovaných vulkanických erupcí při stejném skvrny, které vytvořily některé z největších vulkánů ve sluneční soustavě, včetně největší Olympus Mons .
Sesuvy půdy zanechaly na dně Valles Marineris četné usazeniny a přispěly k jejímu rozšíření. Možnými spouštěči sesuvů jsou otřesy způsobené tektonickou činností nebo nárazovými událostmi. Oba typy událostí uvolňují seismické vlny, které urychlují zem na povrchu a pod povrchem. Mars je mnohem méně tektonicky aktivní než Země a je nepravděpodobné, že by otřesy poskytly seismické vlny požadované velikosti. Nejrozsáhlejší krátery na Marsu pocházejí z pozdního těžkého bombardování před 4,1 až 3,8 miliardami let (noachovské období) a jsou starší než sesuvná ložiska ve Valles Marineris. Nicméně tři krátery (včetně kráteru Oudemans ) byly na základě jejich blízkosti a pozdějších dat identifikovány jako krátery, jejichž tvorba mohla způsobit některé sesuvy půdy.
Oblasti Valles Marineris
Noctis Labyrinthus
Noctis Labyrinthus , na západním okraji Rift System Valles Marineris, severně od Syria Planum a východně od Pavonis Mons , je neuspořádaný terén složený z obrovských bloků, které jsou silně rozbité. Obsahuje také kaňony, které vedou různými směry a obklopují velké bloky staršího terénu. Většina horních částí bloků je složena z mladšího rozlámaného materiálu, o kterém se předpokládá, že je vulkanického původu souvisejícího s vyboulením Tharsis. Ostatní vrcholy jsou složeny ze staršího rozlámaného materiálu, o kterém se také předpokládá, že je sopečného původu, ale liší se od mladšího materiálu větší drsností a větším počtem impaktních kráterů. Boky bloků jsou složeny z neděleného materiálu považovaného za horninu ze suterénu. Prostor mezi bloky je tvořen převážně buď hrubým nebo hladkým podlahovým materiálem. Drsný podlahový materiál bývá ve východní části Noctis Labyrinthus a předpokládá se, že jde o trosky ze stěn nebo možná eolské útvary pokrývající drsnou topografii a sesuvy půdy. Předpokládá se, že hladký podlahový materiál je složen z říčního nebo čedičového materiálu a/nebo eolických prvků pokrývajících jinak drsný a neuspořádaný terén. Terény, jako je Noctis Labyrinthus, se běžně nacházejí v čele odtokových kanálů, jako je ten, který prozkoumala mise Pathfinder a její rover Sojourner. Jsou interpretovány jako místo sestupného blokového zlomu spojeného s odstraňováním podzemní tekutiny v katastrofických záplavových sekvencích. Tekutinou může být buď led a plyn s oxidem uhličitým, voda nebo láva. Hypotéza o zapojení lávy je spojena s návrhem, že Noctis Labyrinthus je přímo spojen s lávovými trubicemi na svahu Pavonis Mons.
Část Noctis Labyrinthus pořízená Mars Global Surveyor .
Vrstvy ve stěně Noctis Labyrinthus pořízené pomocí Mars Global Surveyor v rámci programu MOC Public Targeting Program .
Sekce vrstev v blízkosti vrcholu Noctis Labyrinthus, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish .
Skupina vrstev v blízkosti dna Noctis Labyrinthus, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish.
Široký pohled na útes s vrstvami v Noctis Labyrinthus.
Detail části předchozího snímku vrstev v Noctis Labyrinthus, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish.
Detailní záběr na složité tmavé duny na předchozím snímku podlahy Noctis Labyrinthus, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish.
Detailní záběr na některé vrstvy ve stěně Noctis Labyrinthus, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish.
Ius a Tithonium chasmata
Dále na východ od Oudemans jsou Ius a Tithonium chasmata umístěny vzájemně rovnoběžně, Ius na jih a Tithonium na sever. Ius je širší ze dvou, což vede k Melas Chasma. Ius má uprostřed vyvýšeninu jménem Geryon Montes, složenou z nerozdělené horniny. Podlaha Ius Chasma je většinou složena z nedotčeného sesuvného materiálu, který není příliš znehodnocen krátery nebo erozí. Jižní stěna Ius a v menší míře severní stěna má mnoho krátkých údolí táhnoucích se zhruba kolmo k linii propasti. Tato údolí mají zavalitou náběžnou hranu s divadelní hlavou, která se velmi podobá rysům na Coloradské náhorní plošině poblíž Grand Canyonu, které se objevují při podmáčení podzemní vody . (Theater-headed znamená, že shora je hlava údolí přesně definovaný tvar U). Údolí se šíří pokračující erozí a kolapsem zdi. Tithonium Chasma je velmi podobné Ius, až na to, že postrádá savující prvky na jižní straně a obsahuje malou část materiálu, který je podobný hladkým podlahovým prvkům, až na to, že se zdá, že jde o spad popela, který byl erodován větrem. . Mezi oběma kaňony je povrch složen z mladšího puklinového materiálu – lávových proudů a zlomů z korového rozšíření výdutě Tharsis .
Melas, Candor a Ophir chasmata
Další částí Valles Marineris na východ jsou tři chasmata, to jsou od jihu k severu Melas , Candor a Ophir chasmata. Melas je východně od Ius, Candor je východně od Tithonia a Ophir se jeví jako ovál, který vede do Candor. Všechny tři chasmata jsou propojeny. Podlaha Melas Chasma je asi o 70 % mladší masivní materiál, který je považován za sopečný popel nafouknutý větrem do eolických útvarů. Obsahuje také hrubý podlahový materiál z eroze stěn kaňonu. Také v těchto centrálních chasmatách je část podlahy, která je vyšší než zbytek podlahy, s největší pravděpodobností zanechaná pokračujícím padáním dalšího podlahového materiálu. Kolem okrajů Melas je také spousta sklíčkového materiálu, jak je vidět u Ius a Tithonium chasmata.
Materiál podlahy kaňonového systému mezi Candor a Melas chasmata je drážkovaný. To je interpretováno jako naplavené usazeniny a/nebo materiál, který se zhroutil nebo smrštil odstraněním ledu nebo vody. Jsou zde také části staršího a mladšího masivního podlahového materiálu vulkanoklastického původu – pouze věkově oddělené rozložením kráterů. Také je zde leptaný masivní podlahový materiál, který je jako mladší a starší masivní materiál kromě toho, že má na sobě prvky větrné eroze. Je zde také několik věží z neděleného materiálu složeného ze stejného materiálu jako stěny kaňonu.
Coprates Chasma
Dále na východ kaňonový systém zabíhá do Coprates Chasma , která je velmi podobná Ius a Tithonium chasmata. Coprates se liší od Ius ve východním konci, který obsahuje aluviální nánosy a eolský materiál, a stejně jako Ius má vrstvené nánosy, ačkoli vklady v Coprates Chasma jsou mnohem lépe definované. Tato ložiska předcházejí systém Valles Marineris, což naznačuje erozi a sedimentární procesy, které byly později přerušeny systémem Valles Marineris. Novější údaje z Mars Global Surveyor naznačují, že původem tohoto vrstvení je buď jen sled sesuvů půdy , jeden přes druhý, vulkanického původu, nebo to může být dno pánve s tekutým nebo pevným vodním ledem, což naznačuje, že okrajové kaňony systému Valles Marineris mohla být svého času izolovanými jezery vytvořenými erozním kolapsem. Dalším možným zdrojem vrstevnatých nánosů by mohl být vítr, ale rozmanitost vrstev naznačuje, že tento materiál není dominantní. Všimněte si, že pouze horní vrstvy jsou tenké, zatímco spodní vrstvy jsou velmi velké, což naznačuje, že spodní vrstvy byly složeny z hromadného odpadu a horní vrstvy pocházejí z jiného zdroje. Část tohoto vrstvení mohla být přenesena na podlahu sesuvy půdy, při kterých jsou vrstvy udržovány polonepoškozené, přesto vrstvená sekce vypadá značně zdeformovaná se zahušťujícími a ztenčujícími se vrstvami, které mají v sobě mnoho záhybů, jak je vidět na obrázku MOC #8405. Tento složitý terén by také mohl být jen erodovaným sedimentem ze dna starověkého marťanského jezera a mohl by se zdát složitý, protože vše, co máme, je letecký pohled jako geologická mapa a nedostatek údajů o nadmořské výšce, abychom viděli, zda jsou dna vodorovná.
Blízko 60° západní délky je nejhlubší bod systému Valles Marineris (stejně jako jeho nejnižší bod podle nadmořské výšky) 11 km (36 000 stop) pod okolní plošinou. Na východ odtud je asi 0,03 stupně sklon vzhůru před dosažením odtokových kanálů, což znamená, že pokud byste do této části kaňonu nalili tekutinu, vytvořilo by jezero o hloubce 1 km (3 300 stop), než se rozlije směrem severní pláně.
Pole více než 100 důlkových kuželů na dně Coprates Chasma bylo interpretováno jako soubor malých magmatických škvárových nebo tufových kuželů se souvisejícími lávovými proudy. Datování kráterů naznačuje, že jsou středního až pozdního amazonského stáří, asi 200 až 400 milionů let.
Chasmata Eos a Ganga
Dále na východ leží chasmata Eos a Ganga . Západní patro Eos Chasma se skládá hlavně z leptaného masivního materiálu složeného buď ze sopečných nebo eolických usazenin, které později erodoval marťanský vítr. Východní konec propasti Eos má velkou oblast proudnicových tyčí a podélných pruhů. Toto je interpretováno jako proudem vyřezávané nánosy plošin a materiál transportovaný a ukládaný proudící tekutinou. Ganges Chasma je odnoží chasmy Eos v obecném trendu východ-západ. Dno Gangy se skládá hlavně z naplavenin ze stěn kaňonu.
Region Chryse
Východně od Eosu a Gangy se Valles Marineris vlévá do oblasti Chryse na severních pláních Marsu v nadmořské výšce pouze 1 km (3300 stop) nad nejhlubším bodem Valles Marineris v Melas Chasma. Odtokové oblasti severních plání jsou podobné terénu, který lze vidět na místě přistání Mars Pathfinder . Pozemským protějškem těchto odtokových kanálů na Zemi by byly strupy východního Washingtonu . Východní Washingtonské strupy jsou výsledkem opakovaných katastrofálních záplav v důsledku vybudování ledové přehrady u hlavy jezera Missoula v pozdním pleistocénu . Ledová přehrada by na chvíli zablokovala vodu, ale když se protrhla, led by plaval na vrcholu následné povodně a obrovské oblasti by byly zbaveny ornice a vegetace, takže by zůstala velká neúrodná oblast „slzových“ ostrovů, podélných rýh. a terasovité okraje. Mnoho z těchto rysů je také vidět v marťanských odtokových kanálech, ale ve větším měřítku.
Odtok nastává postupně přes několik oblastí chaotického terénu, Aurorae Chaos a Hydraotes Chaos , a nakonec přes Simud Valles a Tiu Valles do Chryse Planitia.
Interaktivní mapa Marsu
Interaktivní obrazová mapa globální topografie Marsu . Umístěním myši na obrázek zobrazíte názvy více než 60 významných geografických objektů a kliknutím na ně vytvoříte odkaz. Barvení základní mapy ukazuje relativní nadmořské výšky na základě dat z Mars Orbiter Laser Altimeter na Mars Global Surveyor NASA . Bílé a hnědé označují nejvyšší nadmořské výšky (+12 až +8 km ); následují růžové a červené (+8 až +3 km ); žlutá je0 km ; zelené a modré jsou nižší nadmořské výšky (až do-8 km ). Osy jsou zeměpisná šířka a délka ; Jsou zaznamenány polární oblasti .
Viz také
Poznámky
Reference
- Hoffman, Nick; Bílý Mars: Nový model povrchu a atmosféry Marsu založený na CO2 ; Academic Press; 2000
- Domovská stránka systémů pro vesmírnou vědu Malin
- Malin Space Science Systems , vědecký článek
externí odkazy
- Let do Mariner Valley: Valles Marineris HD video (vyprávěné) na YouTube nebo na webu ASU
- Rolovací mapa Google Mars – se středem na Valles Marineris
- Létání kolem Candor Chasma ve výšce 100 metrů (více viz album MARS3DdotCOM )
- Video simulace přeletu Valles Marineris ve vysoké nadmořské výšce od Seána Dorana (více viz seznam skladeb Mars )