Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Юс Часма
Иус Часма THEMIS mosaic.jpg
Ius Chasma на мозаике инфракрасных изображений THEMIS , с частями Tithonium , Candor и Melas chasmata, видимыми в верхнем левом и правом, крайнем верхнем правом и крайнем нижнем правом углу соответственно. Боковые каньоны, созданные путем вырубки , выделяются в центральном регионе. Ближе к правому краю находится серия массивных оползневых отложений, Иус-Лабес. Калидонская ямка, меньшая параллельная пропасть, проходит к югу от Иус Часма слева.
Координаты7 ° 00 'ю.ш. 85 ° 48' з.д. / 7 ° S 85.8 ° W / -7; -85,8 Координаты : 7 ° S 85.8 ° W7 ° 00 'ю.ш. 85 ° 48' з.д. /  / -7; -85,8

Иус Часма - большой каньон в четырехугольнике Копрата на Марсе на 7 ° южной широты и 85,8 ° западной долготы. Его длина составляет около 938 км, и он был назван в честь классического названия объекта альбедо. [1]

Система каньонов Валлес Маринер [ править ]

Карта четырехугольника Копрат, на которой показаны детали Валлес Маринеррис , крупнейшей системы каньонов в Солнечной системе. Возможно, некоторые из каньонов когда-то были заполнены водой.

Ius Chasma - основная часть Валлес Маринер , крупнейшей системы каньонов в Солнечной системе; этот великий каньон будет проходить почти через все Соединенные Штаты. Начиная с запада с Ноктис Лабиринтус в четырехугольнике Phoenicis Lacus , система каньонов заканчивается четырехугольником Маргаритифер Синус с Капри Часмой и Эос Часмой (на юге). Слово хасма было обозначено Международным астрономическим союзом для обозначения вытянутой крутой впадины. Валлес Маринер был обнаружен и назван в честь миссии Mariner 9 . Двигаясь на восток от Ноктис Лабиринтусканьон разделяется на две впадины, Титониум и Иус Часма на юге. В центре системы находятся очень широкие долины Офир Часма (север), Чандор Часма и Мелас Часма (юг). Двигаясь дальше на восток, попадаешь в Coprates Chasma. В конце Coprates Chasma долина расширяется, образуя Capri Chasma на севере и Eos Chasma на юге. Стены каньонов часто многослойны. Полы некоторых каньонов содержат большие отложения слоистых материалов. Некоторые исследователи полагают, что слои образовались, когда вода когда-то заполняла каньоны. Каньоны глубокие и длинные. Местами они достигают глубины 8-10 километров. (Для сравнения: Большой каньон Земливсего 1,6 км в глубину. [2] )

Слои [ править ]

На изображениях скал в стенах каньона почти всегда видны слои. Некоторые слои кажутся более жесткими, чем другие. На изображении ниже слоев Ganges Chasma, как видно с HiRISE, можно увидеть, что верхние, светлые отложения разрушаются намного быстрее, чем нижние более темные слои. На некоторых скалах Марса выделяются несколько более темных слоев, которые часто распадаются на большие части; Считается, что это твердые вулканические породы, а не мягкие отложения пепла. Из-за близости к вулканическому региону Фарсида слои горных пород могут состоять из слоя за слоем потоков лавы , вероятно, смешанных с отложениями вулканического пепла, выпавшими из воздуха после крупных извержений. Вероятно, пласты горных пород в стенах сохраняют долгую геологическую историю Марса. [3] Темные слои могут быть связаны с потоками темной лавы. Темный базальт вулканической породы обычен на Марсе. Однако отложения светлого тона могли образоваться в результате рек, озер, вулканического пепла или переносимых ветром отложений песка или пыли. [4] Марсоходы обнаружили, что светлые породы содержат сульфаты. Сульфатные месторождения, вероятно, образовавшиеся в воде, представляют большой интерес для ученых, поскольку могут содержать следы древней жизни. [5]

  • Юс Часма глазами HiRISE . Щелкните изображение, чтобы увидеть слои.

  • Слои пола Ius Chasma, глазами HiRISE . Длина шкалы - 500 метров.

  • Иус Часма Меса, глазами HiRISE . Длина шкалы - 500 метров.

  • Юс Часма с Марсианского разведывательного орбитального аппарата

Устойчивые осадки [ править ]

Каналы у края Иуса Часмы, как его видит HiRISE. Структура и высокая плотность этих каналов поддерживают осадки как источник воды. Расположение - четырехугольник Копратов .

Исследование, опубликованное в январском выпуске журнала Icarus за 2010 год, представило убедительные доказательства того, что в районе Иус-Часма постоянно выпадают осадки. [6] Типы минералов там связаны с водой. Кроме того, высокая плотность небольших разветвляющихся каналов указывает на большое количество осадков, потому что они похожи на ручьи на Земле.

Во многих местах на Марсе есть каналы разного размера. Вода, из которой образовывались каналы, может иметь различное происхождение. В некоторых местах, кажется, была задействована подкачка. Здесь, вокруг Иус Часма, есть свидетельства выпадения осадков. Если это правда, возможно, потребуется изменить климатические модели, поскольку некоторые модели показывают, что Марс мог быть слишком холодным для большого количества жидкой воды. [7] [8] Многие из этих каналов, вероятно, несли воду, по крайней мере, какое-то время. Климат Марса претерпевал циклы. [9] В течение некоторого времени было известно, что Марс претерпевает множество больших изменений в своем наклоне или наклонении, потому что его двум маленьким спутникам не хватает силы тяжести, чтобы стабилизировать его, поскольку наша Луна стабилизирует Землю; временами наклон Марса даже превышал 80 градусов [10] [11]

Ссылки [ править ]

  1. ^ «Планетарные имена: Добро пожаловать» . planetarynames.wr.usgs.gov . Дата обращения 6 июня 2019 .
  2. ^ Киффер, Хью Х. (октябрь 1992 г.). Марс: Карты . ISBN 978-0-8165-1257-7.
  3. ^ "Оползни и обломки в Coprates Chasma - Mars Odyssey Mission THEMIS" . themis.mars.asu.edu . Дата обращения 6 июня 2019 .
  4. ^ "Светлые слои в Eos Chaos" . HiRISE . Университет Аризоны. 20 сентября 2007 . Дата обращения 6 июня 2019 .
  5. ^ "Стратиграфия, обнаруженная в Ius Chasma" . HiRISE . Университет Аризоны. 26 февраля 2008 . Дата обращения 6 июня 2019 .
  6. ^ Weitz, CM; Милликен, RE; Грант, JA; McEwen, AS; Уильямс, RME; Бишоп, JL; Томсон, Б. Дж. (2010). «Марсианские разведывательные орбитальные аппараты, наблюдающие светлые слоистые отложения и связанные с ними речные формы рельефа на плато, прилегающих к Валлес Маринер». Икар . 205 (1): 73–102. Bibcode : 2010Icar..205 ... 73W . DOI : 10.1016 / j.icarus.2009.04.017 .
  7. ^ Fairén, Альберто Г. (2010). «Холодный и влажный Марс». Икар . 208 (1): 165–175. Bibcode : 2010Icar..208..165F . DOI : 10.1016 / j.icarus.2010.01.006 .
  8. ^ Самнер, Томас (15 декабря 2015 г.). «Сводка погоды Древнего Марса: Продолжает холодно и сухо» . Новости науки . Дата обращения 6 июня 2019 .
  9. ^ «Прошлый климат - Исследования - Группа моделирования климата Марса» . spacescience.arc.nasa.gov . Дата обращения 6 июня 2019 .
  10. ^ Touma, J .; Мудрость, Дж. (1993). «Хаотическая наклонность Марса». Наука . 259 (5099): 1294–1297. Bibcode : 1993Sci ... 259.1294T . DOI : 10.1126 / science.259.5099.1294 . PMID 17732249 . 
  11. ^ Laskar, J .; Коррейя, ACM; Gastineau, M .; Joutel, F .; Levrard, B .; Робутель, П. (2004). «Долгосрочная эволюция и хаотическая диффузия инсоляционных величин Марса» (PDF) . Икар . 170 (2): 343–364. Bibcode : 2004Icar..170..343L . DOI : 10.1016 / j.icarus.2004.04.005 .

См. Также [ править ]

  • Chasma
  • Климат на Марсе
  • Геология Марса
  • Грабен
  • HiRISE
  • Тектоника Марса
  • Сети долины (Марс)