Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Топография Марса (набор данных MOLA) с полюсами HiRes.jpg

Самая заметная особенность Марса - резкий контраст, известный как марсианская дихотомия , между Южным и Северным полушариями. География двух полушарий отличается высотой от 1 до 3 км. Средняя толщина марсианской коры составляет 45 км, из них 32 км в северной низменности и 58 км в южной возвышенности.

Граница между двумя регионами местами довольно сложна. Один из отличительных типов рельефа называется рельефом . [1] [2] [3] Он содержит столовые горы, выступы и долины с плоским дном и стенами высотой около мили. Вокруг многих столовых гор и выступов расположены выступы из лопастных обломков , которые, как было показано, являются каменными ледниками . [4] [5] [6] [7]

Множество крупных долин, образованных лавой, извергавшейся из вулканов Марса, прорезают дихотомию. [8] [9] [10] [11]

Граница марсианской дихотомии включает области, называемые Deuteronilus Mensae , Protonilus Mensae и Nilosyrtis Mensae . Все три региона были тщательно изучены, потому что они содержат формы рельефа, которые, как считается, возникли в результате движения льда [12] [13], или палеошорели, которые, как считается, образовались в результате вулканической эрозии. [14]

Северные низменности составляют около одной трети поверхности Марса и являются относительно плоскими, с таким же количеством ударных кратеров, как и в южном полушарии. [15] Остальные две трети поверхности Марса - это возвышенности южного полушария. Разница в высоте между полушариями огромна. Были предложены три основные гипотезы происхождения дихотомии земной коры: эндогенная (в результате мантийных процессов), однократное воздействие или множественное воздействие. Обе гипотезы, связанные со столкновением, включают процессы, которые могли произойти до окончания первичной бомбардировки, подразумевая, что дихотомия земной коры берет свое начало в ранней истории Марса.

География [ править ]

STL 3D-модель Марса с 20-кратным увеличением высоты, показывающая дихотомию Марса

Гипотеза одиночного удара [ править ]

Одиночный мега-удар вызовет очень большое круглое углубление в коре. Предложенная депрессия получила название Бассейн Бореалис . Однако большинство оценок формы области низменности дает форму, которая местами резко отклоняется от круглой формы. [16] Дополнительные процессы могут создать эти отклонения от цикличности. Кроме того, если предлагаемый бассейн Borealis представляет собой депрессию, созданную ударом, это будет самый большой ударный кратер, известный в Солнечной системе. Такой большой объект мог столкнуться с Марсом когда-нибудь в процессе аккреции Солнечной системы.

Ожидается, что столкновение такой силы привело бы к образованию покрова выброса, которое должно было быть найдено в районах вокруг низменности и генерировать достаточно тепла для образования вулканов. Однако, если удар произошел около 4,5 млрд лет назад (миллиард лет назад), эрозия могла бы объяснить отсутствие бланкета выброса, но не могла бы объяснить отсутствие вулканов. Кроме того, мега-удар мог разбросать большую часть обломков в космическое пространство и по южному полушарию. Геологические свидетельства обломков предоставили бы очень убедительную поддержку этой гипотезе. В исследовании 2008 года [17] были представлены дополнительные исследования теории единственного гигантского удара в северном полушарии. В прошлом отслеживание границ столкновения осложнялось наличием Фарсиды.вулканический подъем. Вулканическое возвышение Фарсиды погребло часть предполагаемой границы дихотомии под 30 км базальта. Исследователи из Массачусетского технологического института и Лаборатории реактивного движения в CIT смогли использовать гравитацию и топографию Марса, чтобы ограничить расположение дихотомии под возвышением Фарсиды, создав таким образом эллиптическую модель границы дихотомии. Эллиптическая форма бассейна Бореалис привела к гипотезе северного одиночного удара [18] [19] как переиздание оригинальной теории [20], опубликованной в 1984 году.

Однако эта гипотеза была опровергнута новой гипотезой о гигантском столкновении с южным полюсом Марса объектом размером с Луну, который расплавил южное полушарие Марса, вызвал срабатывание магнитного поля планеты и сформировал дихотомию при охлаждении магматический океан. [21] Открытие двенадцати вулканических структур подтверждает эту новую гипотезу. [11]

Гипотеза эндогенного происхождения [ править ]

Смотрите также: Тектоника Марса

Считается, что тектонические процессы плит могли происходить на Марсе в самом начале истории планеты. [22]Известно, что широкомасштабное перераспределение материала литосферной коры вызвано тектоническими процессами на Земле. Хотя до сих пор не совсем ясно, как мантийные процессы влияют на тектонику плит на Земле, считается, что мантийная конвекция участвует в виде ячеек или плюмов. Поскольку эндогенные процессы на Земле еще предстоит полностью понять, изучение подобных процессов на Марсе очень затруднено. Дихотомия могла возникнуть во время создания ядра Марса. Приблизительно круглая форма низменности может быть объяснена плюмоподобным опрокидыванием первого порядка, которое могло произойти в процессе быстрого формирования ядра. Имеются данные о внутренних тектонических событиях в районе низменности, которые явно произошли в конце ранней фазы бомбардировки.

Исследование 2005 г. [23] предполагает, что мантийная конвекция первой степени могла создать дихотомию. Мантийная конвекция степени 1 - это конвективный процесс, при котором в одном полушарии преобладает восходящий поток, а в другом - нисходящий. Некоторым свидетельством этого является обилие обширных трещин и магматической активности в эпоху позднего ноя- раннего геспера . Противоположным аргументом эндогенной гипотезе является возможность тех тектонических событий, происходящих в бассейне Бореалис из-за ослабления земной коры после удара. Для дальнейшего подтверждения гипотезы эндогенного происхождения необходимы геологические свидетельства разломов и изгибов земной коры до окончания первичной бомбардировки.

Однако отсутствие тектоники плит на Марсе ослабляет эту гипотезу. [24] [25]

Гипотеза множественного воздействия [ править ]

Гипотеза множественного воздействия подтверждается корреляцией сегментов дихотомии с краями нескольких крупных ударных бассейнов. Но за пределами этих ударных бассейнов есть большие части бассейна Бореалис. Если марсианские низменности образованы множеством бассейнов, то их внутренние выбросы и гребни должны стоять выше возвышенностей. Края и покровы выбросов низменных ударных кратеров все еще находятся намного ниже возвышенностей. Есть также области в низинах, которые находятся за пределами любого из бассейнов воздействия, эти области должны быть перекрыты множеством покрытий выброса и должны стоять на высоте, аналогичной исходной поверхности планеты. Ясно, что это тоже не так. Один из подходов, объясняющих отсутствие одеял для выброса, предполагает, что выброса никогда не было. [26]Отсутствие выброса могло быть вызвано большим ударным элементом, разбрасывающим выбросы в космическое пространство. Другой подход предлагал формирование дихотомии за счет охлаждения на глубине и нагрузки земной коры более поздним вулканизмом. Гипотеза множественных ударов также является статистически неблагоприятной, маловероятно, что бассейны множественных ударов имеют место и перекрываются преимущественно в северном полушарии.

Атмосфера [ править ]

Атмосфера Марса значительно варьируется между северными и южными полушариями, по причинам , связанные и не связанных с географической дихотомией.

Пыльные бури [ править ]

Более заметно, что пыльные бури возникают в Южном полушарии гораздо чаще, чем в Северном. Высокое содержание пыли на севере обычно возникает после того, как исключительные южные штормы перерастают в глобальные пыльные бури. [27] Как следствие, непрозрачность (тау) часто выше в Южном полушарии. Эффект более высокого содержания пыли заключается в увеличении поглощения солнечного света, повышая температуру воздуха.

Прецессия равноденствий [ править ]

Ось вращения Марса, как и многих других тел, прецессирует на протяжении миллионов лет. В настоящее время солнцестояния почти совпадают с афелием и перигелием Марса . Это приводит к тому, что одно полушарие, южное, получает больше солнечного света летом и меньше зимой и, следовательно, более экстремальные температуры, чем северное. В сочетании с гораздо более высоким эксцентриситетом Марса по сравнению с Землей и гораздо более тонкой атмосферой в целом, южная зима и лето имеют более широкий диапазон, чем на Земле.

Циркуляция Хэдли и летучие вещества [ править ]

Хедли циркуляция Марса смещена от симметрии относительно экватора. [28] В сочетании с более широким сезонным диапазоном Южного полушария (см. Выше) это приводит к «поразительной асимметрии полушарии между севером и югом в атмосферных и остаточных запасах ледяной шапки воды Марса», «а также к текущему северу. -Южная асимметрия сезонных альбедо ледяной шапки ». Атмосфера Марса в настоящее время представляет собой «нелинейный насос воды в северное полушарие Марса». [29]

Интерактивная карта Марса [ править ]

Acheron FossaeAcidalia PlanitiaAlba MonsAmazonis PlanitiaAonia PlanitiaArabia TerraArcadia PlanitiaArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumElysium MonsElysium PlanitiaGale craterHadriaca PateraHellas MontesHellas PlanitiaHesperia PlanumHolden craterIcaria PlanumIsidis PlanitiaJezero craterLomonosov craterLucus PlanumLycus SulciLyot craterLunae PlanumMalea PlanumMaraldi craterMareotis FossaeMareotis TempeMargaritifer TerraMie craterMilankovič craterNepenthes MensaeNereidum MontesNilosyrtis MensaeNoachis TerraOlympica FossaeOlympus MonsPlanum AustralePromethei TerraProtonilus MensaeSirenumSisyphi PlanumSolis PlanumSyria PlanumTantalus FossaeTempe TerraTerra CimmeriaTerra SabaeaTerra SirenumTharsis MontesTractus CatenaTyrrhen TerraUlysses PateraUranius PateraUtopia PlanitiaValles MarinerisVastitas BorealisXanthe Terra
Изображение выше содержит интерактивные ссылки.Интерактивная карта изображения в глобальной топографии Марса . Наведите указатель мыши на изображение, чтобы увидеть названия более 60 известных географических объектов, и щелкните, чтобы связать их. Цвет базовой карты указывает относительные высоты на основе данных лазерного альтиметра Mars Orbiter, установленного на Mars Global Surveyor НАСА . Белые и коричневые цвета указывают на самые высокие высоты (От +12 до +8 км ); затем следуют розовый и красный (От +8 до +3 км ); желтый это0 км ; зелень и синий - более низкие высоты (до−8 км ). Оси - широта и долгота ; Отмечены полярные регионы .
(См. Также: карта марсоходов и карта памяти Марса ) ( просмотреть • обсудить )


См. Также [ править ]

  • Deuteronilus Mensae
  • Рельефная местность  - характерная черта поверхности, характерная для определенных областей Марса.
  • География Марса  - Определение и характеристика марсианских регионов
  • Геология Марса  - Научное изучение поверхности, коры и недр планеты Марс
  • Ледник  - стойкая ледяная масса, движущаяся под собственным весом.
  • Ледники на Марсе
  • Фартук для мусора с лопастями
  • Nilosyrtis Mensae  - Изрезанная местность в четырехугольнике Казиуса на Марсе.
  • Protonilus Mensae
  • Вода на Марсе  - Исследование воды на Марсе в прошлом и настоящем.

Ссылки [ править ]

  1. ^ Грили, Р. и Дж. Гест. 1987. Геологическая карта восточной экваториальной области Марса масштабом 1: 15 000 000. Геол. Сер. Разное. Вкладывать деньги. Карта I-802-B, Рестон, Вирджиния
  2. Перейти ↑ Sharp, R (1973). «Марс раздраженный и хаотичный ландшафт» (PDF) . J. Geophys. Res . 78 (20): 4073–4083. Bibcode : 1973JGR .... 78.4073S . DOI : 10,1029 / jb078i020p04073 .
  3. ^ Уиттен, Доротея С. (1993). Образцы и творчество: этноэстетика и миры искусства в Америке . ISBN 978-0-8165-1247-8.
  4. ^ Plaut, J. et al. 2008. Радиолокационные свидетельства наличия льда в лопастных обломках в средне-северных широтах Марса. Наука о Луне и планетах XXXIX. 2290.pdf
  5. ^ Карр, М. 2006. Поверхность Марса. Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-87201-0 
  6. ^ Squyres, S (1978). «Марсианский изрезанный местностью: поток эрозионных обломков». Икар . 34 (3): 600–613. Bibcode : 1978Icar ... 34..600S . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (78) 90048-9 .
  7. ^ Киффер, Хью Х. (октябрь 1992 г.). Марс: Карты . ISBN 978-0-8165-1257-7.
  8. ^ Леоне, Джованни (2014-05-01). «Сеть лавовых трубок как источник Labyrinthus Noctis и Valles Marineris на Марсе». Журнал вулканологии и геотермальных исследований . 277 : 1–8. Bibcode : 2014JVGR..277 .... 1L . DOI : 10.1016 / j.jvolgeores.2014.01.011 .
  9. ^ Леверингтон, Дэвид В. (2004-10-01). «Вулканические риллы, обтекаемые острова и происхождение каналов оттока на Марсе». Журнал геофизических исследований: планеты . 109 (E10): E10011. Bibcode : 2004JGRE..10910011L . DOI : 10.1029 / 2004JE002311 . ISSN 2156-2202 . 
  10. ^ Leverington, Дэвид У. (2011-09-15). «Вулканическое происхождение каналов оттока Марса: ключевые доказательства и основные последствия». Геоморфология . 132 (3–4): 51–75. Bibcode : 2011Geomo.132 ... 51L . DOI : 10.1016 / j.geomorph.2011.05.022 .
  11. ^ a b Леоне, Джованни (01.01.2016). «Выравнивание вулканических образований в южном полушарии Марса, вызванное мигрирующими мантийными шлейфами». Журнал вулканологии и геотермальных исследований . 309 : 78–95. Bibcode : 2016JVGR..309 ... 78L . DOI : 10.1016 / j.jvolgeores.2015.10.028 .
  12. ^ Бейкер, D .; и другие. (2010). «Структура потока лопастных обломков и линейчатая долина заполняют к северу от Ismeniae Fossae, Марс: свидетельство обширного оледенения в средних широтах в поздней Амазонии». Икар . 207 (1): 186–209. Bibcode : 2010Icar..207..186B . DOI : 10.1016 / j.icarus.2009.11.017 .
  13. ^ "HiRISE - Ледник? (ESP_018857_2225)" . www.uahirise.org . Архивировано 30 мая 2017 года.
  14. ^ Харгитай, Хенрик; Керестури, Акос (2015). Энциклопедия планетных форм рельефа - Спрингер . DOI : 10.1007 / 978-1-4614-3134-3 . ISBN 978-1-4614-3133-6.
  15. ^ Фрей, HV (2006-08-01). «Ограничения воздействия и хронология основных событий в ранней истории Марса» . Журнал геофизических исследований: планеты . 111 (E8): E08S91. Bibcode : 2006JGRE..111.8S91F . DOI : 10.1029 / 2005JE002449 . ISSN 2156-2202 . 
  16. ^ McGill, GE; Squyres, S.W (1991). «Происхождение дихотомии марсианской коры: оценка гипотез». Икар . 93 (2): 386–393. Bibcode : 1991Icar ... 93..386M . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (91) 90221-e .
  17. ^ Эндрюс-Ханна, Джеффри С .; Зубер, Мария Т .; Банердт, В. Брюс (2008). «Бассейн Бореалис и происхождение дихотомии марсианской коры». Природа . 453 (7199): 1212–1215. Bibcode : 2008Natur.453.1212A . DOI : 10,1038 / природа07011 . PMID 18580944 . 
  18. ^ Маринова, Маргарита М .; Ахаронсон, Одед; Асфауг, Эрик (26.06.2008). «Мегаударное формирование дихотомии полушария Марса». Природа . 453 (7199): 1216–1219. Bibcode : 2008Natur.453.1216M . DOI : 10,1038 / природа07070 . ISSN 0028-0836 . PMID 18580945 .  
  19. ^ Эндрюс-Ханна, Джеффри С .; Зубер, Мария Т .; Банердт, В. Брюс (26.06.2008). «Бассейн Бореалис и происхождение дихотомии марсианской коры». Природа . 453 (7199): 1212–1215. Bibcode : 2008Natur.453.1212A . DOI : 10,1038 / природа07011 . ISSN 0028-0836 . PMID 18580944 .  
  20. ^ Вильгельмс, Дон Э .; Сквайрс, Стивен В. (1984-05-10). «Дихотомия марсианского полушария может быть результатом гигантского удара». Природа . 309 (5964): 138–140. Bibcode : 1984Natur.309..138W . DOI : 10.1038 / 309138a0 .
  21. ^ Леоне, Джованни; Tackley, Paul J .; Герия, Тарас В .; Мэй, Дэйв А.; Чжу, Гуйчжи (28 декабря 2014 г.). «Трехмерное моделирование гипотезы столкновения южного полярного гиганта для происхождения марсианской дихотомии» (PDF) . Письма о геофизических исследованиях . 41 (24): 2014GL062261. Bibcode : 2014GeoRL..41.8736L . DOI : 10.1002 / 2014GL062261 . ISSN 1944-8007 .  
  22. ^ Сон (1994). «Марсианская тектоника плит» . Cite journal requires |journal= (help)
  23. ^ Робертс, Джеймс Х .; Чжун, Шицзе (2006). «Конвекция степени 1 в марсианской мантии и происхождение полушарной дихотомии». Журнал геофизических исследований . 111 (E6): E06013. Bibcode : 2006JGRE..111.6013R . DOI : 10.1029 / 2005je002668 .
  24. ^ Вонг, Тереза; Соломатов, Вячеслав С (02.07.2015). «К законам масштабирования для инициирования субдукции на планетах земной группы: ограничения от двумерного моделирования стационарной конвекции» . Прогресс науки о Земле и планетах . 2 (1): 18. Bibcode : 2015PEPS .... 2 ... 18W . DOI : 10.1186 / s40645-015-0041-х . ISSN 2197-4284 . 
  25. ^ О'Рурк, Джозеф G .; Коренага, июн (01.11.2012). «Эволюция планет земной группы в режиме застойной крышки: размерные эффекты и образование самодестабилизирующейся коры». Икар . 221 (2): 1043–1060. arXiv : 1210,3838 . Bibcode : 2012Icar..221.1043O . DOI : 10.1016 / j.icarus.2012.10.015 .
  26. ^ Фрей, H .; Шульц, Р.А. (1988). «Большие ударные бассейны и происхождение мегаударной дихотомии Марса». Geophys. Res. Lett . 15 (3): 229–232. Bibcode : 1988GeoRL..15..229F . DOI : 10,1029 / gl015i003p00229 .
  27. ^ Барлоу, Н. Марс: Введение в его внутреннюю часть, поверхность и атмосферу. Издательство Кембриджского университета, 2008 г.
  28. ^ De Pateris И., Lissauer, J. Планетарные наук Cambridge University Press
  29. ^ Клэнси, RT; Гроссман, AW; и другие. (Июль 1996 г.). «Насыщение водяным паром на малых высотах вокруг марсианского афелия: ключ к климату Марса?». Икар . 122 (1): 36–62. Bibcode : 1996Icar..122 ... 36C . DOI : 10.1006 / icar.1996.0108 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Google Марс - Карты Google