Vastitas Borealis - Vastitas Borealis

Vastitas Borealis
Topografie Marsu (datový soubor MOLA) s póly HiRes.jpg
Vastitas Borealis je velká oblast s nízkou nadmořskou výškou kolem 70 ° severní šířky.
Umístění Severní polokoule, Mars
Souřadnice 87 ° 44'N 32 ° 32'E / 87,73 ° N 32,53 ° E / 87,73; 32,53 Souřadnice : 87,73 ° N 32,53 ° E87 ° 44'N 32 ° 32'E /  / 87,73; 32,53
Délka 0-360 E
Šířka 48,25-82,08 N.
Průměr 2002,91 km
Hloubka 4-5 km
Pojmenování latinský

Vastitas Borealis ( latinsky „severní odpad“) je největší nížinnou oblastí Marsu . Nachází se v severních zeměpisných šířkách planety a obklopuje severní polární oblast . Vastitas Borealis je často jednoduše označován jako severní pláně , severní nížiny nebo severní polární erg Marsu. Pláně leží 4–5 km pod středním poloměrem planety a mají střed 87,73 ° severní šířky 32,53 ° východní délky . Malá část Vastitas Borealis leží v čtyřúhelníku Ismenius Lacus . 87 ° 44'N 32 ° 32'E /  / 87,73; 32,53

Region pojmenoval Eugene Antoniadi , který ve své knize La Planète Mars (1930) zaznamenal výrazný albedo rys severních plání . Název byl oficiálně přijat Mezinárodní astronomickou unií v roce 1973.

Ačkoli to není oficiálně uznávaný prvek, severní polární pánev tvoří většinu nížin na severní polokouli Marsu. Výsledkem je, že Vastitas Borealis leží v severní polární pánvi, zatímco Utopia Planitia , další velmi velká pánev, s ní sousedí. Někteří vědci spekulovali, že v určitém bodě historie Marsu byly pláně pokryty hypotetickým oceánem a pro jeho jižní okraje byly navrženy předpokládané břehy. Dnes jsou tyto mírně svažité pláně poznamenány hřebeny, nízkými kopci a řídkými krátery. Vastitas Borealis je znatelně hladší než podobné topografické oblasti na jihu.

V roce 2005 Evropská kosmická agentura je Mars Express kosmická loď zobrazen značné množství vodního ledu v kráteru v oblasti vastitas borealis. Podmínky prostředí v lokalitě tohoto prvku jsou vhodné pro to, aby vodní led zůstal stabilní. Bylo to odhaleno po překrytí zmrzlého oxidu uhličitého sublimovaného pryč na začátku léta na severní polokouli a věří se, že je stabilní po celý marťanský rok.

NASA sonda s názvem Phoenix bezpečně přistál v oblasti vastitas borealis neoficiálně s názvem Green Valley dne 25. května 2008 (v časném Marsu létě). Phoenix přistála na 68.218830 ° N 234.250778 ° E. Sonda, která zůstane nehybná, sbírala a analyzovala vzorky půdy ve snaze detekovat vodu a určit, jak pohostinná planeta kdysi mohla být pro růst života. Zůstalo tam aktivní, dokud se zimní podmínky nezačaly příliš krutě asi o pět měsíců později.

Povrch

Povrch Marsu, jak ho viděl Phoenix . Půda je tvarována do polygonů, které jsou běžné tam, kde půda zmrzne a rozmrzne.

Na rozdíl od některých lokalit navštívených přistávači Vikingů a Pathfinderů jsou téměř všechny skály poblíž místa přistání Phoenixu na Vastitas Borealis malé. Asi tak daleko, jak kamera vidí, je země plochá, ale tvarovaná do mnohoúhelníků. Polygony mají průměr 2–3 m a jsou ohraničeny koryty hlubokými 20 až 50 cm. Tyto tvary jsou způsobeny ledem v půdě, který reaguje na velké teplotní změny. V horní části půdy je kůra. Mikroskop ukázal, že půda se skládá z plochých částic (pravděpodobně typu jílu) a zaoblených částic. Když je půda nabraná, shlukuje se. Ačkoli jiní landers na jiných místech Marsu viděli mnoho vln a dun, v oblasti Phoenixu nejsou vidět žádné vlnky ani duny . Led je přítomný několik palců pod povrchem uprostřed polygonů. Podél hrany mnohoúhelníků je led hluboký nejméně 8 palců. Když je led vystaven atmosféře Marsu, pomalu mizí. V zimě by na povrchu byly hromady sněhu.

Povrchová chemie

Výsledky publikované v časopise Science po skončení mise Phoenix uvádějí, že ve vzorcích byl detekován chlorid , hydrogenuhličitan, hořčík , sodík , draslík , vápník a případně síran . PH bylo zúženo na 7,7 + nebo - 0,5. Byl detekován chloristan (ClO 4 ), silné oxidační činidlo. To byl významný objev. Tato chemická látka má potenciál být použita pro raketové palivo a jako zdroj kyslíku pro budoucí kolonisty. Za určitých podmínek může chloristan brzdit život; některé mikroorganismy však získávají energii z látky (anaerobní redukcí). Chemická látka, když je smíchána s vodou, může výrazně snížit body tuhnutí, podobným způsobem, jakým se sůl nanáší na silnice k tání ledu. Chloristan silně přitahuje vodu; v důsledku toho by mohl na Marsu odebírat vlhkost ze vzduchu a produkovat malé množství kapalné vody. Vpusti, které jsou běžné v určitých oblastech Marsu, se mohly vytvořit z tajícího ledu chloristanu a způsobit, že voda eroduje půdu na strmých svazích. Dvě sady experimentů prokázaly, že půda obsahuje 3-5% uhličitanu vápenatého. Když byl vzorek pomalu zahříván v termálním a vyvíjeném plynovém analyzátoru (TEGA), došlo k vrcholu při 725 ° C, což by se stalo, kdyby byl přítomen uhličitan vápenatý. Ve druhém experimentu byla do vzorku půdy v laboratoři Wet Chemistry Laboratory (WCL) přidána kyselina, zatímco pH elektroda měřila pH. Protože pH vzrostlo z 3,3 na 7,7, dospělo se k závěru, že je přítomen uhličitan vápenatý. Uhličitan vápenatý mění strukturu půdy cementováním částic. Mít uhličitan vápenatý v půdě může být pro formy života snazší, protože tlumí kyseliny a vytváří pH přátelštější k životu.

Vzorovaná půda

Velká část povrchu Vastitas Borealis je pokryta vzorovanou zemí. Někdy má půda tvar mnohoúhelníků. Detailní pohledy na vzorovanou půdu ve tvaru mnohoúhelníků poskytl přistávací modul Phoenix . Na jiných místech má povrch nízké mohyly uspořádané do řetězů. Někteří vědci nejprve nazvali rysy otisky prstů terénem, ​​protože mnoho řádků vypadalo jako něčí otisk prstu. Podobné rysy ve tvaru i velikosti se nacházejí v pozemských periglaciálních oblastech, jako je Antarktida. Polygony Antarktidy vznikají opakovanou expanzí a smršťováním směsi půdy a ledu v důsledku sezónních teplotních změn. Když suchá půda spadne do trhlin, vytvoří se pískové klínky, které tento efekt zesilují. Výsledkem tohoto procesu jsou polygonální sítě zlomenin napětí.

Odmrazování

Na jaře se objevují různé tvary, protože mráz mizí z povrchu a odhaluje podrostou tmavou půdu. Na některých místech je také vyfukován prach při erupcích podobných gejzírům, kterým se někdy říká „pavouci“. Pokud fouká vítr, materiál vytváří dlouhý, tmavý pruh nebo vějíř.

Ledovce

Ledovce tvořily velkou část pozorovatelného povrchu ve velkých oblastech Marsu. Předpokládá se, že velká část oblasti ve vysokých zeměpisných šířkách stále obsahuje obrovské množství vodního ledu. V březnu 2010 vědci zveřejnili výsledky radarové studie oblasti zvané Deuteronilus Mensae, která nalezla rozsáhlé důkazy o ledu ležícím pod několika metry skalních úlomků. Led byl pravděpodobně uložen jako sněžení během dřívějšího klimatu, kdy byly póly více nakloněny. Některé rysy Vastitas Borealis jsou považovány za starověké ledovce, jak je znázorněno na obrázcích níže.

Vrstvy

Tam, kde je ledová čepička na určitých místech obnažena, obsahuje mnoho vrstev. Některé jsou uvedeny na obrázku níže.

Duny

Podnebí

Počasí

Phoenix Lander poskytuje několik měsíců pozorování počasí z Mare Boreum. Rychlost větru se pohybovala od 11 do 58 km za hodinu. Obvyklá průměrná rychlost byla 36 km za hodinu. Nejvyšší teplota naměřená během mise byla -19,6 ° C, zatímco nejchladnější byla -97,7 ° C. Byli pozorováni prachoví ďáblové.

Cirrusová oblaka, která vytvářela sníh, byla spatřena ve snímcích Phoenixu . Mraky se vytvořily na úrovni atmosféry, která byla kolem -65 ° C, takže mraky by musely být složeny z vodního ledu, nikoli z ledu oxidu uhličitého, protože teplota pro tvorbu ledu oxidu uhličitého je mnohem nižší-méně než -120 ° C. V důsledku mise se nyní věří, že vodní led (sníh) by se na tomto místě nahromadil později v průběhu roku.

Vědci si myslí, že vodní led byl v noci transportován sněhem dolů. Ráno sublimovalo (šlo přímo z ledu do páry). Po celý den ho konvekce a turbulence mísily zpět do atmosféry.

Klimatické cykly

Interpretace dat přenášených z plavidla Phoenix byla publikována v časopise Science . Podle údajů recenzovaných odborníky byla přítomnost vodního ledu potvrzena a v lokalitě bylo v nedávné minulosti vlhčí a teplejší klima. Nalezení uhličitanu vápenatého na marťanské půdě vede vědce k přesvědčení, že místo bylo v geologické minulosti mokré nebo vlhké. Během sezónních nebo delších denních cyklů mohla být voda přítomna jako tenké filmy. Náklon nebo šikmost Marsu se mění mnohem více než Země; proto jsou pravděpodobné časy vyšší vlhkosti.

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
Výše uvedený obrázek obsahuje odkazy, na které lze kliknoutInteraktivní mapa obraz o globální topografie Marsu . Po najetí myší na obrázek se zobrazí názvy více než 60 významných geografických prvků a kliknutím na ně odkazujete. Zbarvení základní mapy ukazuje relativní nadmořskou výšku na základě údajů z laserového výškoměru Mars Orbiter na Mars Global Surveyor NASA . Bílé a hnědé označují nejvyšší nadmořské výšky (+12 až +8 km ); následuje růžová a červená (+8 až +3 km ); žlutá je0 km ; greeny a blues jsou nižší nadmořské výšky (až do−8 km ). Osy jsou zeměpisná šířka a délka ; Polární oblasti jsou zaznamenány.
(Viz také: Mapa Mars Rovers a mapa Mars Memorial ) ( zobrazitdiskutovat )


Viz také

Reference

Další čtení

externí odkazy