Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Карта MOLA с указанием границ Терра Киммерия и других близлежащих регионов
Карта MOLA с указанием границ Терра Киммерия возле Южного полюса и других регионов

Терра Киммерия - это большой марсианский регион с центром в 34,7 ° ю.ш. 145 ° в.д. Координаты : 34,7 ° ю.ш. 145 ° в.д. и охватывающий 5400 км (3400 миль) в самом широком смысле. Он покрывает широты от 15 до 75 южной широты и от 170 до 260 западной долготы. [1] Он расположен в четырехугольнике Эридании . Терра Киммерия - это часть сильно изрытого кратерами южного высокогорного региона планеты. Марсоход « Спирит» приземлился недалеко от этого места.34 ° 42' ю.ш. 145 ° 00'E /  / -34,7; 14534 ° 42' ю.ш. 145 ° 00'E /  / -34,7; 145

Слово Киммерий происходит от древнего фракийского мореплавателя. Земля всегда была покрыта облаками и туманом. [2]

Высотный визуальный феномен, вероятно, конденсационное облако, [3] было замечено над этим регионом в конце марта 2012 года. [4] НАСА пыталось наблюдать его с помощью некоторых из своих орбитальных аппаратов на Марс, включая инструмент THEMIS на космическом корабле Mars Odyssey 2001 года и MARCI на Марсианском орбитальном аппарате . [3] [4]

Марсианские овраги [ править ]

Терра Киммерия - это место расположения оврагов, которые могут образоваться из-за недавнего протока воды. [5] [6] Овраги встречаются на крутых склонах, особенно на стенках кратеров. Считается, что овраги относительно молоды, потому что в них мало кратеров, если они вообще есть. К тому же они лежат на песчаных дюнах, которые сами по себе считаются довольно молодыми. Обычно в каждом овраге есть ниша, канал и фартук. Некоторые исследования показали, что овраги возникают на склонах, обращенных во все стороны [7], другие обнаружили, что большее количество оврагов находится на склонах, обращенных к полюсу, особенно на 30–44 ю.ш. [8] [9].

Хотя для их объяснения было выдвинуто множество идей [10], наиболее популярными являются жидкая вода, поступающая из водоносного горизонта , в результате таяния у подножия старых ледников или в результате таяния льда на земле, когда климат был более теплым. [11] [12]

Есть доказательства для всех трех теорий. Большинство головок ниш оврагов расположены на одном уровне, как и следовало ожидать от водоносного горизонта . Различные измерения и расчеты показывают, что жидкая вода могла существовать в водоносных горизонтах на обычных глубинах, где начинаются овраги. [13] Одним из вариантов этой модели является то, что поднимающаяся горячая магмамог растопить лед в земле и заставить воду течь в водоносные горизонты. Водоносные горизонты - это слои, которые позволяют воде течь. Они могут состоять из пористого песчаника. Слой водоносного горизонта будет располагаться поверх другого слоя, который предотвращает опускание воды (в геологических терминах он будет назван непроницаемым). Поскольку вода в водоносном горизонте не может опускаться, единственное направление, в котором может течь захваченная вода, - это горизонтальное. В конце концов, вода может вытечь на поверхность, когда водоносный горизонт достигнет разлома - например, стены кратера. В результате поток воды может разрушить стену и образовать овраги. [14] Водоносные горизонты довольно распространены на Земле. Хороший пример - «Плачущая скала» в национальном парке Зайон, штат Юта . [15]

Что касается следующей теории, большая часть поверхности Марса покрыта толстой гладкой мантией, которая, как полагают, представляет собой смесь льда и пыли. [16] [17] [18] Эта богатая льдом мантия толщиной в несколько ярдов сглаживает землю, но местами имеет ухабистую текстуру, напоминающую поверхность баскетбольного мяча. Мантия может быть похожа на ледник, и при определенных условиях лед, который смешивается с мантией, может таять, стекать по склонам и образовывать овраги. [19] [20] [21] Поскольку на этой мантии мало кратеров, она относительно молода. Прекрасный вид этой мантии показан ниже на изображении края кратера Птолемея, как это видно с HiRISE . [22]Богатая льдом мантия может быть результатом климатических изменений. [23]Изменения орбиты и наклона Марса вызывают значительные изменения в распределении водяного льда от полярных регионов до широт, эквивалентных Техасу. В определенные климатические периоды водяной пар покидает полярный лед и попадает в атмосферу. В более низких широтах вода возвращается на землю в виде отложений изморози или снега, обильно смешанных с пылью. Атмосфера Марса содержит много мелких частиц пыли. Водяной пар конденсируется на частицах, а затем падает на землю из-за дополнительного веса водяного покрытия. Когда Марс находится на самом большом наклоне или наклонении, до 2 см (0,79 дюйма) льда может быть удалено из летней ледяной шапки и отложено в средних широтах. Это движение воды может длиться несколько тысяч лет и создать слой снега толщиной до 10 м (33 футов). [24] [25]Когда лед в верхней части покровного слоя возвращается в атмосферу, он оставляет после себя пыль, которая изолирует оставшийся лед. [26] Измерения высоты и уклона оврагов подтверждают идею о том, что снежные покровы или ледники связаны с оврагами. На более крутых склонах больше тени, чтобы сохранить снег. [8] [27] На больших высотах гораздо меньше оврагов, потому что лед имеет тенденцию сублимироваться больше в разреженном воздухе на большей высоте. [28]

Третья теория возможна, поскольку климатических изменений может быть достаточно, чтобы просто позволить льду в земле растаять и, таким образом, образовать овраги. В более теплом климате первые несколько метров земли могут оттаять и образовывать «сели», подобные тем, которые существуют на сухом и холодном восточном побережье Гренландии. [29] Поскольку овраги возникают на крутых склонах, требуется лишь небольшое уменьшение прочности на сдвиг частиц грунта, чтобы начать поток. Достаточно небольшого количества жидкой воды из талого грунтового льда. [30] [31] Расчеты показывают, что треть миллиметра стока может производиться каждый день в течение 50 дней каждого марсианского года даже в текущих условиях. [32]

  • Группа оврагов у кратера Ньютон ( 41,3047 ° ю.ш. 192,89 ° в.д. ) ( Mars Global Surveyor ).41 ° 18′17 ″ ю.ш. 192 ° 53′24 ″ в.д. /  / -41,3047; 192,89

  • Овраги ( HiRISE ).

  • Овраги - Крупный план ( HiRISE ).

  • Фартук оврагов - Крупный план ( HiRISE ).

  • Овраги на двух разных уровнях в кратере, видимые HiRISE в рамках программы HiWish

Магнитные полосы и тектоника плит [ править ]

Mars Global Surveyor (MGS) обнаружил магнитные полосы в корке Марса, особенно в Phaethontis и четырехугольников Eridania (Terra Киммерии и Terra Sirenum ). [33] [34] Магнитометр на MGS обнаружил полосы намагниченной коры шириной 100 км (62 мили), идущие примерно параллельно на расстояние до 2000 километров (1200 миль). Эти полосы чередуются по полярности: северный магнитный полюс одного направлен вверх от поверхности, а северный магнитный полюс другого направлен вниз. [35] [36] Когда подобные полосы были обнаружены на Земле в 1960-х годах, они были восприняты как свидетельство тектоники плит.. Исследователи полагают, что эти магнитные полосы на Марсе свидетельствуют о коротком раннем периоде тектонической активности плит. [37] [38] [39] Когда породы стали твердыми, они сохранили магнетизм, существовавший в то время. Считается, что магнитное поле планеты вызывается движением жидкости под поверхностью. Исходные данные были получены, когда MGS пролетел близко к планете во время аэродинамического торможения. Однако более поздние измерения, собранные за двухлетний период с высоты 400 км (250 миль), показали, что магнитные особенности даже совпадают с известными деталями на поверхности. [40]Однако есть некоторые различия между магнитными полосами на Земле и на Марсе. Марсианские полосы шире, намагничены гораздо сильнее и не выходят за пределы зоны спрединга средней коры. Поскольку возраст области, содержащей магнитные полосы, составляет около 4 миллиардов лет, считается, что глобальное магнитное поле, вероятно, длилось только первые несколько сотен миллионов лет жизни Марса, когда температура расплавленного железа в ядре планеты могла иметь был достаточно высоким, чтобы смешать его с магнитным динамо. Вблизи больших ударных бассейнов, таких как Эллада, нет магнитных полей. Удар от удара мог стереть остаточную намагниченность в породе. Итак, магнетизм, вызванный ранним движением жидкости в ядре, не мог бы существовать после ударов. [41]

Когда расплавленная порода, содержащая магнитный материал, такой как гематит (Fe 2 O 3 ), охлаждается и затвердевает в присутствии магнитного поля, она намагничивается и принимает полярность фонового поля. Этот магнетизм теряется только в том случае, если порода впоследствии нагревается выше определенной температуры (точка Кюри, которая составляет 770 ° C для железа). Магнетизм, оставшийся в горных породах, является записью магнитного поля при затвердевании породы. [42]

Ледники [ править ]

Считается, что многие объекты на Марсе представляют собой ледники с относительно тонким слоем обломков, который не дает льду таять. Некоторые из этих функций показаны на рисунках ниже. Подробное их описание можно найти в статье « Ледники на Марсе» .

  • Дно кратера, видимое HiRISE в программе HiWish . Шероховатая поверхность образовалась из-за выхода льда из земли. В кратере скопилось много льда, покрытого камнями и грязью.

  • Слои мантии, видимые HiRISE в программе HiWish. Мантия богата льдом и в определенных климатических условиях падает с неба. Наличие нескольких слоев предполагает, что он пришел с неба в разное время.

  • Кратер Аррениуса, видимый камерой CTX ( Марсово-разведывательный орбитальный аппарат ).

  • Ледниковые образования в кратере Аррениуса, полученные HiRISE в рамках программы HiWish . Стрелки указывают на старые ледники.

  • Кратер Cruls , как видно камерой CTX (на Марсовом орбитальном аппарате ). Стрелки указывают старые ледники.

  • Старые ледники в кратере Крулс, полученные HiRISE по программе HiWish.

Дюны [ править ]

Когда есть идеальные условия для создания песчаных дюн, постоянный ветер в одном направлении и достаточно песка, образуется барханная песчаная дюна. Барханы имеют пологий уклон с ветровой стороны и гораздо более крутой уклон с подветренной стороны, где часто образуются рожки или выемки. [43] Может показаться, что вся дюна движется по ветру. Наблюдение за дюнами на Марсе может сказать нам, насколько сильны ветры, а также их направление. Если делать снимки через равные промежутки времени, можно увидеть изменения в дюнах или, возможно, рябь на поверхности дюн. На Марсе дюны часто имеют темный цвет, потому что они образовались из обычного базальта вулканических пород. В сухой среде темные минералы базальта, такие как оливин и пироксен, не разрушаются, как на Земле. Темный песок встречается редко, но на Гавайях есть много вулканов, извергающих базальт. Бархан - это русский термин, потому что этот тип дюн впервые был замечен в пустынных районах Туркестана. [44]Часть ветра на Марсе создается, когда весной нагревается сухой лед на полюсах. В это время твердая двуокись углерода (сухой лед) сублимируется или превращается непосредственно в газ и уносится с высокой скоростью. Каждый марсианский год 30% углекислого газа в атмосфере замерзает и покрывает полюс, который переживает зиму, поэтому существует большой потенциал для сильных ветров. [45]

  • Темные дюны, как их видит HiRISE в программе HiWish . Темные дюны сложены вулканическими породами базальта . Темная рамка в центре фотографии показывает увеличенную область на следующем изображении. Длина шкалы 500 метров.

  • Крупный план темных дюн, видимых HiRISE в программе HiWish . Изображение в самом длинном измерении составляет немногим более 1 км. Расположение этого изображения показано на предыдущем изображении.

  • Дюны глазами HiRISE в программе HiWish. Расположение - четырехугольник Эридании .

  • Дюны на дне кратера, вид HiRISE в рамках программы HiWish

  • Широкий вид на дюны возле кратеров, как это делает HiRISE в рамках программы HiWish

  • Крупным планом вид дюн, видимых HiRISE в программе HiWish

  • Крупным планом вид дюн возле кратера, как это видно на HiRISE в рамках программы HiWish

  • Крупным планом, цветной вид дюн, видимый HiRISE в программе HiWish

Галерея [ править ]

  • Поверхность на дне кратера, видимая HiRISE в программе HiWish.

  • Канал глазами HiRISE в программе HiWish

  • Канал на дне кратера, видимый HiRISE в рамках программы HiWish

  • Группа кратеров, возможно, из-за разрушения астероида.

  • Гребни, обнаженные из-под темного слоя, как видно из HiRISE в программе HiWish

  • Канал, который размывается через морщинистый гребень, как видно HiRISE в программе HiWish. Стрелка показывает точку, где канал размывается через гребень.

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 ссылкиИнтерактивная 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 Laser Global Surveyor NASA . Белые и коричневые цвета указывают на самые высокие высоты (От +12 до +8 км ); затем следуют розовые и красные (От +8 до +3 км ); желтый это0 км ; зеленые и синие - 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 ]

  • Бархан
  • География Марса
  • Ледники на Марсе
  • Марсианские овраги
  • Вода на Марсе

Ссылки [ править ]

  1. ^ http://planetarynames.wr.usgs.gov/Features/5930 [ постоянная мертвая ссылка ]
  2. ^ Blunck, J. 1982. Марс и его спутники. Экспозиция Пресса. Смиттаун, штат Нью-Йорк
  3. ^ a b Алан Бойл - Объяснение загадочного облака Марса (2012) - MSNBC
  4. ^ a b Алан Бойл - Таинственное облако замечено на Марсе (2012) - MSNBC
  5. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_004071_1425
  6. ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_001948_1425
  7. ^ Эджетт, К. и др. 2003. Марсианские овраги в полярных и средних широтах: вид с MGS MOC после 2 лет на Марс на картографической орбите. Лунная планета. Sci. 34. Аннотация 1038.
  8. ^ а б http://www.planetary.brown.edu/pdfs/3138.pdf
  9. ^ Диксон, Дж. И др. 2007. Марсианские овраги в южных средних широтах Марса Свидетельства контролируемого климатом образования молодых речных структур на основе местной и глобальной топографии. Икар: 188. 315–323
  10. ^ http://www.psrd.hawaii.edu/Aug03/MartianGullies.html
  11. ^ Heldmann, J. и M. Mellon. Наблюдения за марсианскими оврагами и ограничения потенциальных механизмов образования. 2004. Икар. 168: 285–304.
  12. ^ Забудьте, F. et al. 2006. Планета Марс. История другого мира. Praxis Publishing. Чичестер, Великобритания.
  13. ^ Heldmann, J. и M. Mellon. 2004. Наблюдения за марсианскими оврагами и ограничения потенциальных механизмов образования. Икар. 168: 285-304
  14. ^ http://www.space.com/scienceastronomy/mars_aquifer_041112.html
  15. ^ Харрис, А. и Э. Таттл. 1990. Геология национальных парков. Кендалл / Хант Издательская Компания. Дубьюк, Айова
  16. ^ Малин, М. и К. Эджетт. 2001. Mars Global Surveyor Камера орбитального аппарата Марса: межпланетный полет в рамках основной миссии. J. Geophys. Разр .: 106> 23429–23570
  17. ^ Горчица, Дж. И др. 2001. Свидетельства недавнего изменения климата на Марсе по выявлению молодых приповерхностных льдов. Природа: 412. 411–414.
  18. ↑ Карр, М. 2001. Наблюдения Mars Global Surveyor на неровной местности. J. Geophys. Рес .: 106. 23571-23595.
  19. ^ Новости NBC
  20. ^ http://www.pnas.org/content/105/36/13258.full
  21. ^ Head, J. et al. 2008. Формирование оврагов на Марсе: связь с недавней историей климата и инсоляционной микросредой подразумевает происхождение поверхностных водных потоков. PNAS: 105. 13258–13263.
  22. ^ Кристенсен, П. 2003. Формирование недавних марсианских оврагов в результате таяния обширных богатых водой снежных отложений. Природа: 422. 45–48.
  23. ^ http://news.nationalgeographic.com/news/2008/03/080319-mars-gullies_2.html
  24. ^ Якоски Б. и М. Карр. 1985. Возможное выпадение льда на низких широтах Марса в периоды сильного наклона. Природа: 315. 559–561.
  25. ^ Якоски, Б. и др. 1995. Хаотическая наклонность и природа марсианского климата. J. Geophys. Рес .: 100. 1579–1584.
  26. ^ MLA НАСА / Лаборатория реактивного движения (2003, 18 декабря). Марс может выйти из ледникового периода. ScienceDaily. Получено 19 февраля 2009 г. с https://www.sciencedaily.com/releases/2003/12/031218075443.htmAds [ постоянная мертвая ссылка ] от GoogleAdvertise.
  27. ^ Диксон, Дж. И др. 2007. Марсианские овраги в южных средних широтах Марса Свидетельства контролируемого климатом образования молодых речных структур на основе местной и глобальной топографии. Икар: 188. 315–323.
  28. ^ Хехт, М. 2002. Метастабильность жидкой воды на Марсе. Икар: 156. 373–386.
  29. ^ Peulvast, J. Physio-Geo. 18. 87–105.
  30. ^ Costard, F. et al. 2001. Сели на Марсе: аналогия с земной перигляциальной средой и климатическими последствиями. Наука о Луне и планетах XXXII (2001). 1534.pdf
  31. ^ http://www.spaceref.com:16090/news/viewpr.html?pid=7124 [ постоянная мертвая ссылка ] ,
  32. ^ Клоу, Г. 1987. Образование жидкой воды на Марсе в результате таяния пыльного снежного покрова. Икар: 72. 93–127.
  33. ^ Барлоу, Н. 2008. Марс: введение в его внутреннюю часть, поверхность и атмосферу. Издательство Кембриджского университета
  34. ^ Забудьте, Франсуа; Костар, Франсуа; Логноне, Филипп (12 декабря 2007 г.). Планета Марс: История другого мира . ISBN 978-0-387-48925-4.
  35. ^ Тейлор, Фредрик В. (2009-12-10). Научное исследование Марса . ISBN 978-0-521-82956-4.
  36. ^ ISBN 978-0-521-85226-5 
  37. ^ Коннерни, Дж. И др. 1999. Магнитные линии в древней коре Марса. Наука: 284. 794–798.
  38. ^ Langlais, B. et al. 2004. Магнитное поле земной коры Марса. Журнал геофизических исследований. 109: EO2008
  39. ^ Спренке, К. и Л. Бейкер. 2000. Намагниченность, палемагнитные полюса и полярное блуждание на Марсе. Икар. 147: 26–34.
  40. ^ Коннерни, Дж. И др. 2005. Тектонические последствия магнетизма земной коры Марса. Труды Национальной академии наук США. 102: 14970–14975
  41. ^ Акуна, М. и др. 1999. Глобальное распределение намагниченности земной коры, обнаруженное в эксперименте Mars Global Surveyor MAG / ER. Наука. 284: 790–793.
  42. ^ http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=31028&fbodylongid=645
  43. ^ Пай, Кеннет; Хаим Цоар (2008). Эолийские пески и песчаные дюны . Springer. п. 138. ISBN 9783540859109.
  44. ^ http://www.britannica.com/EBchecked/topic/53068/barchan
  45. ^ Mellon, JT; Фельдман, WC; Prettyman, TH (2003). «Наличие и устойчивость грунтовых льдов в южном полушарии Марса». Икар . 169 (2): 324–340. Bibcode : 2004Icar..169..324M . DOI : 10.1016 / j.icarus.2003.10.022 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Марсианский лед - Джим Секоски - 16-я ежегодная конференция Международного Марсианского общества