Údolní síť (Mars) - Valley network (Mars)
Sítě Valley jsou větvení sítě údolí na Marsu , který povrchně se podobají pozemní říčních povodí . Vyskytují se hlavně naříznuté do terénu marťanské jižní vysočiny a jsou typicky - i když ne vždy - noachovského věku (přibližně čtyři miliardy let staré). Jednotlivá údolí jsou obvykle široká méně než 5 kilometrů, i když se mohou na povrchu Marsu rozšířit až na stovky či dokonce tisíce kilometrů.
Forma, distribuce a předpokládaný vývoj údolních sítí mají velký význam pro to, co nám mohou říci o historii kapalné vody na povrchu Marsu , a tedy o historii klimatu na Marsu . Někteří autoři tvrdí, že vlastnosti sítí vyžadují, aby na starověkém Marsu musel být aktivní hydrologický cyklus , i když to zůstává sporné. Námitky vyvstávají hlavně z opakovaných výsledků modelů marťanského paleoklimatu, které naznačují, že na Marsu nebyly dostatečně vysoké teploty a tlaky k udržení kapalné vody na povrchu.
Příchod obrazů povrchu ve velmi vysokém rozlišení ze satelitních kamer HiRISE , THEMIS a Context (CTX), jakož i digitálních modelů terénu Mars Orbital Laser Altimeter (MOLA) v posledním desetiletí drasticky zlepšily naše chápání sítí.
Formulář
Údolí sítí jsou obvykle úzká (<0,5–4 km) a hluboká 50–200 m, přičemž ani jedna z hodnot se po jejich délce nemění důsledně. Jejich průřezová forma má tendenci se vyvíjet z tvaru V v horních tocích do tvaru U v dolním toku. Jednotlivá údolí vytvářejí vzájemně propojené rozvětvené sítě, obvykle méně než 200 km dlouhé a ústí do místních topografických minim. Forma přítokových údolí je běžně popisována jako „podsaditá“ nebo podobný termín, což znamená krátké vzdálenosti od hlavních proudů a zakončení amfiteátru v jejich hlavách. Mnoho autorů popsalo hustotu odvodnění sítí jako obvykle mnohem nižší, než by bylo vidět na Zemi, i když v literatuře byla také uvedena míra, do jaké to může být artefakt rozlišení obrazu, degradace krajiny nebo zkreslení pozorovatele.
Novější snímky však rovněž zdůraznily, že pojem „síť údolí“ zahrnuje širokou škálu různých forem údolí v celé řadě různých měřítek v různých marťanských geologických podmínkách. Jakýkoli rozvětvený údolní systém v měřítku menším než odtokový kanál lze nazvat údolní sítí, která pravděpodobně zahrnuje širokou škálu geomorfologických formačních procesů. Některé údolní sítě běží přes marťanskou krajinu přes 2000 km. Některé mohou změnit šířku po proudu. Některé mají hustotu odvodnění, která odpovídá některým pozemským hodnotám. Existují užší, méně hluboké údolní sítě, ale pravděpodobně jsou vzácnější než jejich větší ekvivalenty.
Ve většině údolních sítí později větrné procesy ukládaly větrem rozfoukané sedimenty na dně údolí, což zakrývalo povahu kanálu, který je musel prořezávat. Na Zemi je údolí deprese s rovnou podlahou, přes kterou migruje kanál, který nese vypouštění vody. Vzhledem k pozdějším ložiskům na Marsu však téměř ve všech případech není jasné, zda dna údolí obsahují jednotlivé struktury kanálů nebo zda jsou zcela zaplaveny událostmi proudění. Nanedi Valles je vzácným příkladem, kdy byl identifikován kanál, ačkoli nové snímky s vyšším rozlišením opět pokračují v odhalování více takových struktur s časem. To vysvětluje v literatuře preferenci termínu „údolní síť“ spíše než „síť kanálů“, i když některé práce mají tendenci tyto dva interpretovat při interpretaci těchto struktur.
Distribuce a věk
Údolní sítě jsou velmi silně koncentrovány v kráterových jižních vrchovinách Marsu. Tyto Hesperského pobírajících lávové pláně severní polokouli jsou obecně téměř úplně undissected. Existuje však značné množství výjimek z tohoto zevšeobecňování - zejména mnoho sopek Hesperian a mladších nese sítě a také několik dalších oblastí. Tato údolí také vypadají kvalitativně „čerstvější“ a méně degradovaná než údolí na vysočinách (např. Nanedi Vallis).
V jemnějších měřítcích je však distribuce údolí, kde jsou přítomna, vysoce nerovnoměrné a nesouvislé. Na vysočině není neobvyklé najít silně členité svahy bezprostředně sousedící s téměř zcela nezměněnými povrchy, a to jak v údolí, tak v povodí. Údolí jsou také regionálně seskupená, s malou disekcí v severozápadní Arábii a na jihozápadě a jihovýchodě Hellas , ale hodně v Terra Cimmeria a jižně od rovníku od 20 ° E do 180 ° E. Jsou také mnohem výraznější na strmějších svazích, například na okrajech kráterů, ale opět se mohou vyskytovat pouze na jedné straně takového okraje.
Bohužel obecně malá velikost jednotlivých povodí a relativní omezenost jejich základních údolí znamená, že datování údolních sítí konvenčními technikami počítání kráterů je nesmírně obtížné (i když ne nemožné). Koncentrace údolí v Noachianské jižní vysočině a jejich řídkost na severních Hesperianských pláních, v kombinaci s nezávislými odhady mnohonásobného snížení globálních rychlostí eroze Marsu na konci Noachian, pravděpodobně naznačuje, že většina během tohoto časného intervalu bylo přerušeno několik sítí. Kanály na hesperiánských površích však jednoznačně ukazují, že procesy formování údolí alespoň na některých místech alespoň po Noachian pokračovaly. Některé důkazy o počítání kráterů dokonce naznačují, že se v amazonštině mohly vytvořit některé horské sítě .
Vznik a důsledky pro historii marťanského podnebí
Mechanismy a předpokládané prostředí pro formování údolí zůstávají sporné. Procesy tak různorodé, jako je zalednění, hromadné plýtvání, poruchy a eroze CO2, větrem a lávou, byly všechny vyvolány v určitém okamžiku při vytváření některých sítí a v některých oblastech na Marsu mohou hrát důležitou roli lokálně. Většina autorů však souhlasí s tím, že kapalná voda musela hrát roli při tvorbě převážné části údolí, a to především na základě jak známého rozšířeného rozložení ledu na Marsu, tak také fyzikálních vlastností kapalné vody (např. Viskozita ), které téměř jedinečně mu umožňuje protékat tisíce kilometrů z kopce jako potoky. Funkce kanálu, které jsou interpretovány jako erodované delty na úpatí některých sítí (např. V kráteru Eberswalde ), jsou také jedinečně spojeny s tvorbou tekoucí vodou - například meandrující, klikaté kanály s meandrovými mezními hodnotami , které mají interně konzistentní hydraulické geometrie odpovídající velmi blízko tomu, co by se dalo očekávat ve fluviálních kanálech na Zemi. Nezávislé linie důkazů také naznačují existenci kapalné vody na povrchu nebo v jeho těsné blízkosti v různých dobách marťanské historie, například odpařování v Meridiani Planum a všudypřítomná vodná alterace hornin v Columbia Hills , obě zkoumané Mars Exploration Rovers .
Kromě toho existuje několik různých scénářů, které byly pokročilé, aby zohledňovaly formu a distribuci v prostoru a čase v údolích. Každý z nich má svůj vlastní soubor implikací týkajících se paleoklimatu Marsu v době vzniku sítí. Některé z nich jsou shrnuty níže. Je také třeba zdůraznit, že stejně jako na Zemi, pravděpodobně budou fungovat různé formační mechanismy v různých dobách a na různých místech na povrchu Marsu.
V srpnu 2020 vědci uvádějí, že údolní sítě v jižní vysočiny na Marsu mohla být vytvořena většinou pod ledovci, ne volně tekoucí potoky vody, což naznačuje, že brzy Mars byl chladnější než myšlenka a že rozsáhlé zalednění pravděpodobně došlo v jeho minulosti.
1. Jako obvykle, podzemní voda pod ledem: studený, suchý Mars
Tento scénář se snaží popsat formování údolních sítí bez odvolání na podmínky nebo procesy odlišné od těch, o nichž je dnes známo, že dnes na Marsu existují. Modelování naznačuje, že na povrchu může docházet k prosakování podzemní vody i za moderních podmínek, ale velmi rychle zamrzne. Podle tohoto návrhu by však ledová pokrývka mohla izolovat vodu tekoucí pod ní natolik dobře, aby umožňovala dálkový transport (a související erozi), podobně jako lávová trubice izoluje roztavenou lávu uvnitř.
Údolí mají obvykle mnoho funkcí, které jsou na Zemi běžně (i když ne výlučně) spojeny s prosakováním podzemní vody - například čelní stěny podobné amfiteátru, konstantní šířka údolí po proudu, ploché podlahy nebo písmena ve tvaru U a strmé stěny. Bez nějakého mechanismu dobíjení pro předpokládané zvodnělé vrstvy produkující tuto prosakování, tj. Hydrologického cyklu jakéhokoli druhu, je však extrémně nepravděpodobné, že by mohlo pronikat dostatek vody k proříznutí všech údolí vytvořených v Noachianu. Přesto může tento základní model zůstat užitečný při porozumění omezenějším údolím vytvořeným později v Hesperianu a Amazonii.
2. Zdroje podzemní vody, hydrologický cyklus: studený, vlhký Mars
Tyto modely rozšiřují studený a suchý model Marsu představením mechanismů, pomocí nichž by mohly být podpovrchové vodonosné vrstvy poskytující podzemní vodu v rané historii Marsu dobíjeny. Vyžadují tedy dlouhodobý vodní cyklus v Noachianu, ale výslovně nevyžadují, aby tato voda byla kapalná nebo padala jako srážka . To znamená, že Mars nemusí být ve své rané historii teplý (tj. Nad bodem mrazu), v souladu se současnými klimatickými modely.
Globální cirkulace podzemní vody
Bylo navrženo, aby kolektory mohly být dobíjeny na geologických časových stupnicích sekvencí sublimace zmrzlých prosaků, atmosférickou cirkulací páry do jižní polární ledové čepičky, jejím opětovným umístěním na čepičku, bazálním tavením pod ledovou hmotou, a cirkulace podzemní vody v globálním měřítku. Tento mechanismus je přitažlivý, protože vyžaduje jen málo domněnek o radikálně odlišném minulém podnebí a dobře zapadá do nezávislých teorií o původu odtokových kanálů Marsu v terénech chaosu jako velkých porušení zvodnělé vrstvy. Nicméně, hydrostatický tlak dodávaný tímto mechanismem nemohla krmit početné kanály ve výškách větších než spodní části jižní polární čepičky.
Místní cirkulace podzemní vody
Související model naznačuje, že lokálně generované teplo by mohlo způsobit lokální prosakování podzemní vody a dobíjení, ať už dotěrným vulkanismem nebo nárazovým ohřevem. Tato verze se však snaží vysvětlit delší a větší údolní sítě - pokud voda teče stovky nebo tisíce kilometrů od zdroje tepla, půda bude znovu zmrzlá a dobíjení již nebude možné.
3. Plně aktivní hydrologický cyklus: Teplý, vlhký Mars
Mnoho sítí údolí Noachian má vlastnosti silně svědčící o původu distribuovaných srážek: rozvětvené sítě, údolí začínající na úzkých vrcholcích, příčné profily ve tvaru písmene V, difúzní chování kopců. Naopak s využitím pouze geomorfních důkazů je velmi náročné vytvořit silný argument proti původu srážením. Srážení také poskytuje přímý mechanismus dobíjení podpovrchových vodonosných vrstev, které bezpochyby existují a jsou v některých případech důležité (jako na Zemi). Tyto srážky se mohly vyskytnout jako déšť nebo sníh (s následným roztavením na zemi), ale buď vyžaduje výrazně vlhčí, a tedy teplejší a silnější atmosféru, než v současné době existuje. Teplejší a vlhčí Noachian je také podporován nezávislými pozorováními rychlosti zvětrávání hornin, kráterových jezer Noachianského věku a noachovské geologie na přistávacích stanovištích.
Hlavním problémem tohoto modelu je, že marťanské klimatické simulace mají potíže se spolehlivou simulací teplého, mokrého Noachiana, a to především kvůli vzdálenosti mezi sluncem a Marsem ve srovnání se Zemí a odvozené slabší Slunce v rané sluneční soustavě. Kromě toho ve skleníkové atmosféře CO 2- H 2 O k ohřátí podnebí měla zůstat rozsáhlá ložiska uhličitanových hornin, která nebyla nalezena. Existují také problémy s udržováním takové atmosféry po dostatečně dlouhou dobu, aby se mohla vytvořit údolí, protože nezvětšené čediče tak převládající na Marsu by měly tvořit extrémně efektivní uhlíkové výlevky , zvláště pokud je povrch mokrý, a pokračující dopady vesmíru v rané historii Marsu by měl rychle odstranit jakoukoli atmosféru.
Řešení tohoto zjevného rozporu mohou zahrnovat exotické mechanismy, které nevyžadují trvalý skleník CO 2- H 2 O, jako je epizodické zahřívání v důsledku vulkanismu nebo dopadů. Dalšími možnostmi (kromě nesprávné interpretace geologie a geomorfologie) jsou defekty fyziky nebo okrajové podmínky klimatických modelů - silnější Slunce, než předpovídá současná teorie, defektní předpoklady o stopových (ale silných) skleníkových plynech nebo selhání v parametrizace mraků CO 2 .
Je však možné, že další stopové plyny spolu s CO 2 mohly tento paradox vyřešit. Ramirez et al. (2014) prokázali, že skleník CO 2- H 2 bude dostatečně silný na to, aby vytvořil teploty nad bodem mrazu nezbytné pro vznik údolí. Tato CO 2 -H 2 skleníkových bylo následně zjištěno, že je ještě účinnější, než se původně prokázána Ramirez et al. (2014), s teplými roztoky při koncentracích vodíku a tlaku CO 2 již od 1%, respektive 0,55 baru.