Геология Марса

редактировать
Научное изучение поверхности, коры и недр планеты Марс Обобщенная геологическая карта Марса Марс, видимый с помощью космического телескопа Хаббла

Геология Марса - это научное изучение поверхности, коры и внутренних планеты Марс. Он подчеркивает состав, структуру, историю и физические процессы, которые формируют планету. Это аналог области земной геологии. В планетологии термин геология используется в самом широком смысле для обозначения изучения твердых частей планет и лун. Термин включает аспекты геофизики, геохимии, минералогии, геодезии и картографии. неологизм, ареология, от греческого слова Arēs (Марс), иногда появляется как синоним геологии Марса в популярных средствах массовой информации и произведениях научной фантастики (например, Ким Стэнли Робинсон Трилогия о Марсе ).

Содержание

  • 1 Геологическая карта Марса (2014)
  • 2 Глобальная топография Марса и крупномасштабные особенности
  • 3 Состав Марса
  • 4 Глобальная физиография
    • 4.1 Дихотомия полушария
    • 4.2 Вулканические провинции Тарсис и Элизиум
    • 4.3 Большие ударные бассейны
    • 4.4 Система экваториальных каньонов
    • 4.5 Хаотический ландшафт и каналы оттока
    • 4.6 Ледниковые шапки
  • 5 Геологическая история
  • 6 особенностей Альбедо
  • 7 Ударные кратеры
  • 8 Вулканизм
  • 9 Седиментология
  • 10 Общие особенности поверхности
  • 11 Подземные воды на Марсе
  • 12 Интересные геоморфологические особенности
    • 12.1 Лавины
    • 12.2 Возможные пещеры
    • 12.3 Перевернутый рельеф
  • 13 См. Также
  • 14 Ссылки
  • 15 Библиография
  • 16 Внешние ссылки

Геологическая карта Марса (2014)

Марс - геологические карта (USGS ; 14 июля 2014 г.) (полное изображение )

Глобальная марсианская топография и крупномасштабные объекты

Map of Mars The image above contains clickab le linksИнтерактивная карта изображений глобальной топографии Марс, перекрывается местоположением марсоходов и марсоходов. Наведите указатель мыши на изображение, чтобы увидеть названия более 60 известных географических объектов, и щелкните, чтобы связать их. Цвет базовой карты указывает на относительные возвышения, на основе данных Mars Orbiter Laser Altimeter, установленного НАСА Mars Global Surveyor. Белым и коричневым цветом обозначены самые высокие высоты (от +12 до +8 км).); затем следуют розовый и красный (от +8 до +3 км); желтый - 0 км; зеленый и синий - более низкие высоты (до −8 км). Оси - широта и долгота ; отмечены полярные регионы. (См. также: карта Марса, Mars Memorials, Mars Memorials карта ) (смотреть • обсудить )( RoverLanderFuture )Beagle 2 ←Beagle 2 (2003) Bradbury Landing Curiosity (2012) → Deep Space 2 Deep Space 2 (1999) → Columbia Memorial Station ←Rover Rosalind Franklin (2023?) InSight Landing InSight (2018) → Mars 2020 ←Perseverance Rover (2021?) Mars 2 Марс 2 (1971)) → Mars 3 ←Марс 3 (1971) Mars 6 Марс 6 (1973) → Mars Polar Lander Полярный спускаемый аппарат (1999) ↓ Challenger Memorial Stat ion ↑ Возможность (2004) Green Valley ←Феникс (2008) Schiaparelli EDM lander Скиапарелли EDM (2016) → Carl Sagan Memorial Station ← Соджорнер (1997) Columbia Memorial Station Дух (2004) ↑ Thomas Mutch Memorial Station Викинг 1 (1976) → Gerald Soffen Memorial Station Викинг 2 (1976) →

Состав Марса

Марс - дифференцированная планета земного типа. Спускаемый аппарат InSight предназначен для изучения глубин Марса. Миссия приземлилась 26 ноября 2018 года и установит чувствительный сейсмометр, который позволит строить трехмерные структурные карты глубинных недр.

Мировая физиография

Большая часть наших текущих знаний о геологии Марса получена из изучения форм рельефа и особенностей рельефа (ландшафта ), которые можно увидеть на сделанных снимках. на орбите космического корабля. Марс имеет ряд отчетливых крупномасштабных особенностей поверхности, которые указывают на типы геологических процессов, которые происходили на планете с течением времени. В этом разделе представлены несколько крупных физико-географических регионов Марса. Вместе эти регионы показывают, как геологические процессы, включающие вулканизм, тектонизм, воду, лед и удары, сформировали планету в глобальном масштабе.

Дихотомия полушария

Марсианский орбитальный лазерный высотомер (MOLA) - раскрашенные карты с затененным рельефом, показывающие возвышения в западном и восточном полушариях Марса. (Слева): В западном полушарии преобладает область Tharsis (красный и коричневый). Высокие вулканы кажутся белыми. Valles Marineris (синий) - длинная щель справа. (Справа): Восточное полушарие показывает покрытое кратерами нагорье (от желтого до красного) с котловиной Эллады (темно-синий / фиолетовый) внизу слева. Провинция Элизиум находится в верхнем правом углу. Области к северу от границы дихотомии показаны оттенками синего на обеих картах.

Северное и южное полушария Марса разительно отличаются друг от друга топографией и физиографией. Эта дихотомия является фундаментальной глобальной геологической особенностью планеты. Проще говоря, северная часть планеты представляет собой огромную топографическую депрессию. Около одной трети поверхности планеты (в основном в северном полушарии) находится на 3–6 км ниже по высоте, чем две трети южной части. Это рельеф первого порядка, равный разнице высот между континентами Земли и океанскими бассейнами. Дихотомия также выражается двумя другими способами: как разница в плотности ударных кратеров и толщине коры между двумя полушариями. Полушарие к югу от границы дихотомии (часто называемое южным нагорьем или возвышенностями) очень сильно изрезано кратерами и древнее, характеризуется неровными поверхностями, которые относятся к периоду сильной бомбардировки. Напротив, низменности к северу от границы дихотомии имеют несколько крупных кратеров, очень гладкие и плоские, а также имеют другие особенности, указывающие на то, что с момента образования южного нагорья произошло обширное изменение поверхности. Третье различие между двумя полушариями заключается в толщине коры. Топографические и геофизические гравиметрические данные показывают, что кора в южных высокогорьях имеет максимальную толщину около 58 км (36 миль), тогда как кора в северных низменностях «достигает пика» толщиной около 32 км (20 миль). Расположение границы дихотомии меняется по широте на Марсе и зависит от того, какое из трех физических выражений дихотомии рассматривается.

Происхождение и возраст полушарной дихотомии все еще обсуждаются. Гипотезы происхождения обычно делятся на две категории: во-первых, дихотомия была вызвана событием мега-столкновения или несколькими крупными ударами в начале истории планеты (экзогенные теории), или две, дихотомия была вызвана истончением коры в северном полушарии за счет мантии. конвекция, опрокидывание или другие химические и тепловые процессы внутри планеты (эндогенные теории). Одна эндогенная модель предлагает ранний эпизод тектоники плит, создающий более тонкую кору на севере, подобно тому, что происходит на границах расширяющихся плит на Земле. Каким бы ни было его происхождение, марсианская дихотомия кажется чрезвычайно древней. Новая теория, основанная на ударе южных полярных гигантов и подтвержденная открытием двенадцати полушарий, показывает, что экзогенные теории кажутся сильнее эндогенных теорий и что на Марсе никогда не было тектоники плит, которая могла бы изменить дихотомию. Данные лазерного высотомера и радиолокационного зондирования с орбитального космического корабля выявили большое количество структур размером с бассейн, ранее скрытых на визуальных изображениях. Названные квазикруглыми впадинами (КХД), эти особенности, вероятно, представляют собой заброшенные ударные кратеры периода сильной бомбардировки, которые теперь покрыты слоем более молодых отложений. Исследования КХД с помощью подсчета кратеров показывают, что подстилающая поверхность в северном полушарии по крайней мере такая же старая, как самая старая обнаженная кора в южном нагорье. Древний возраст этой дихотомии накладывает значительные ограничения на теории ее происхождения.

Вулканические провинции Фарсида и Элизиум

Пересекающая границу дихотомии в западном полушарии Марса - массивная вулканотектоническая провинция, известная как область Фарсиды или выпуклость Фарсиды. Это огромное возвышенное сооружение имеет диаметр в тысячи километров и покрывает до 25% поверхности планеты. В среднем на 7–10 км над точкой отсчета (уровень марсианского «моря»), Фарсида содержит самые высокие возвышенности на планете и самые большие известные вулканы в Солнечной системе. Три огромных вулкана, Аскрей Монс, Павонис Монс и Арсия Монс (вместе известные как Тарсис Монтес ), расположены на северо-востоке. ЮЗ вдоль гребня выпуклости. Обширная Альба Монс (бывшая Альба Патера) занимает северную часть региона. Огромный щитовой вулкан Olympus Mons находится у главного выступа, на западной окраине провинции. Чрезвычайная массивность Фарсиды создала огромные напряжения в литосфере планеты. В результате огромные трещины растяжения (грабены и рифтовые долины ) расходятся наружу от Фарсиды, простираясь на полпути вокруг планеты.

Меньший вулканический центр находится на несколько тысяч километров. к западу от Фарсиды в Элизиуме. Вулканический комплекс Элизиум имеет диаметр около 2000 километров и состоит из трех основных вулканов: Элизиум Монс, Гекат Толус и Альбор Толус. Группа вулканов Элизиум, как полагают, несколько отличается от вулканов Фарсис-Монтес тем, что в развитии первой участвовали как лава, так и пирокластика.

Большие ударные бассейны

Присутствует несколько огромных круглых ударных бассейнов на Марсе. Самая большая из них - это бассейн Эллады, расположенный в южном полушарии. Это вторая по величине подтвержденная ударная структура на планете с центром примерно на 64 ° восточной долготы и 40 ° южной широты. Центральная часть бассейна (Hellas Planitia) имеет диаметр 1800 км и окружена широкой, сильно эродированной кольцевой краевой структурой, характеризующейся близко расположенными изрезанными горами неправильной формы (массивы ), которые вероятно, представляют собой приподнятые, толкнувшиеся блоки старой предбассейновой коры. (См., Например, Ансерис Монс.) Древние вулканические сооружения с низким рельефом (высокогорные патеры) расположены на северо-восточной и юго-западной частях края. Дно бассейна содержит мощные, структурно сложные осадочные отложения, которые имеют долгую геологическую историю отложений, эрозии и внутренних деформаций. Самые низкие возвышения на планете расположены в бассейне Эллады, причем некоторые участки дна бассейна лежат более чем на 8 км ниже точки отсчета.

Двумя другими крупными ударными структурами на планете являются Argyre и Исидис бассейны. Как и Эллада, Аргир (800 км в диаметре) расположен на южном нагорье и окружен широким кольцом гор. Горы в южной части края, Charitum Montes, возможно, в какой-то момент истории Марса были размыты долинными ледниками и ледяными щитами. Бассейн Исидис (примерно 1000 км в диаметре) лежит на границе дихотомии примерно на 87 ° восточной долготы. Северо-восточная часть края бассейна подверглась эрозии и в настоящее время погребена отложениями северных равнин, что придает бассейну полукруглый контур. Северо-западный край бассейна характеризуется дугообразными грабенами (Nili Fossae ), которые расположены по окружности бассейна. Еще один большой бассейн, Утопия, полностью погребен под отложениями северных равнин. Его очертания четко различимы только по данным альтиметрии. Все большие бассейны на Марсе очень старые, относящиеся ко времени последней сильной бомбардировки. Считается, что они сравнимы по возрасту с бассейнами Imbrium и Orientale на Луне.

Система экваториальных каньонов

Орбитальный аппарат Viking 1 изображение Долины Маринерис.

Около экватора в западном полушарии находится огромная система глубоких взаимосвязанных каньонов и впадин, известных под общим названием Долины Маринерис. Система каньонов простирается к востоку от Фарсиды на длину более 4000 км, что составляет почти четверть окружности планеты. Если бы Valles Marineris разместили на Земле, она охватила бы Северную Америку. Местами каньоны достигают ширины до 300 км и глубины до 10 км. Долину Маринерис, которую часто сравнивают с Земным Гранд-Каньоном, совершенно иное происхождение, чем ее более крохотный, так называемый аналог на Земле. Гранд-Каньон в значительной степени является продуктом водной эрозии. Экваториальные каньоны Марса имели тектоническое происхождение, то есть образовались преимущественно разломами. Они могли быть похожи на долины Восточно-Африканского разлома. Каньоны представляют собой поверхностное проявление мощного растяжения деформации в коре Марса, вероятно, из-за нагрузки от выступа Фарсиса.

Хаотический ландшафт и каналы оттока

Рельеф на восточная оконечность долины Валлес Маринер превращается в густые нагромождения невысоких округлых холмов, которые, кажется, образовались в результате обрушения возвышенностей и образовали широкие, заполненные щебнем впадины. Названные хаотическая местность, эти области отмечают вершины огромных каналов оттока, которые выходят в полный размер из хаотической местности и пустые (дебуч ) на север в Chryse. Planitia. Наличие обтекаемых островов и других геоморфических особенностей указывает на то, что каналы, скорее всего, образовались в результате катастрофических выбросов воды из водоносных горизонтов или таяния подземных льдов. Однако эти особенности также могут быть сформированы обильными потоками вулканической лавы, исходящими из Фарсиды. Каналы, которые включают Арес, Шалбатана, Симуд и Тиу Валлес, огромны по земным меркам, и потоки, которые их сформировали, соответственно огромны. Например, пиковый расход, необходимый для прорезания 28-километрового ущелья Арес Валлис, оценивается в 14 миллионов кубических метров (500 миллионов кубических футов) в секунду, что более чем в десять тысяч раз превышает средний расход реки Миссисипи.

Марсианский орбитальный лазерный высотомер (MOLA) получил изображение Planum Boreum. Вертикальное преувеличение очень велико. Обратите внимание, что остаточная ледяная шапка - это только тонкий слой (показан белым) на вершине плато.

Ледяные шапки

Полярные ледяные шапки - это хорошо известные телескопические особенности Марса, впервые идентифицированные по Христиан Гюйгенс в 1672 году. С 1960-х годов мы знали, что сезонные шапки (те, которые в телескоп увеличиваются и уменьшаются в зависимости от сезона) состоят из диоксида углерода (CO 2) льда, который конденсируется. из атмосферы, когда температура упадет до 148 K, точки замерзания CO 2, в течение полярной зимы. На севере лед CO 2 полностью рассеивается (сублимируется ) летом, оставляя после себя остаточную шапку из воды (H 2 O) льда. На южном полюсе летом остается небольшая остаточная шапка льда CO 2.

Обе остаточные ледяные шапки покрывают толстые слоистые отложения переслаивающихся льда и пыли. На севере слоистые отложения образуют плато высотой 3 км и диаметром 1000 км, которое называется Planum Boreum. Аналогичное плато толщиной в несколько километров, Planum Australe, находится на юге. Оба плана (латинское множественное число от planum) иногда рассматриваются как синонимы полярных ледяных шапок, но постоянный лед (видимый на изображениях как высокое альбедо, белые поверхности) образует только относительно тонкую мантию поверх слоистых отложений. Слоистые отложения, вероятно, представляют собой чередующиеся циклы осаждения пыли и льда, вызванные изменениями климата, связанными с изменениями параметров орбиты планеты во времени (см. Также циклы Миланковича ). Полярные слоистые отложения - одни из самых молодых геологических единиц на Марсе.

Геологическая история

Особенности Альбедо

Проекция Моллвейде особенностей альбедо на Марсе с космического телескопа Хаббл. Ярко-охристые области слева, в центре и справа - это Фарсида, Аравия и Элизиум соответственно. Темная область вверху по центру слева - это Acidalium Planitia. Сиртис Большой - это темная область, выступающая вверх в центре справа. Обратите внимание на орографические облака над Олимпом и Элизиум-Монтес (слева и справа, соответственно).

На Марсе с Земли не видно топографии. Яркие области и темные отметины, видимые в телескоп, представляют собой элементы альбедо. Яркие, красные- охровые области - это места, где поверхность покрыта мелкой пылью. Яркие области (за исключением полярных шапок и облаков) включают Элладу, Фарсиду и Аравию Терра. Темно-серые отметки представляют области, которые ветер сметал от пыли, оставив после себя нижний слой темного каменистого материала. Темные отметины наиболее отчетливы в широкой полосе от 0 ° до 40 ° южной широты. Однако наиболее заметная темная отметина, Syrtis Major Planum, находится в северном полушарии. Классическая особенность альбедо, Mare Acidalium (Acidalia Planitia ), является еще одной заметной темной областью в северном полушарии. Третий тип областей, промежуточных по цвету и альбедо, также присутствует и, как считается, представляет области, содержащие смесь материала из ярких и темных областей.

Ударные кратеры

Ударные кратеры были впервые обнаружен на Марсе космическим кораблем Mariner 4 в 1965 году. Ранние наблюдения показали, что марсианские кратеры в целом были более мелкими и гладкими, чем лунные, что указывает на то, что Марс имеет более активную историю эрозии и отложений, чем Луна.

В остальном марсианские кратеры напоминают лунные кратеры. Оба являются продуктами сверхскоростных ударов и демонстрируют прогрессию типов морфологии с увеличением размера. Марсианские кратеры диаметром менее 7 км называются простыми кратерами; они имеют форму чаши с острыми приподнятыми краями и имеют отношение глубины к диаметру около 1/5. Марсианские кратеры меняют свой тип от простых к более сложным при диаметрах примерно от 5 до 8 км. Сложные кратеры имеют центральные вершины (или комплексы вершин), относительно плоское дно и террасированные или опускающиеся вдоль внутренних стенок. Сложные кратеры мельче простых кратеров пропорционально их ширине, с соотношением глубина / диаметр от 1/5 при диаметре перехода от простого к сложному (~ 7 км) до примерно 1/30 для кратера диаметром 100 км. Другой переход происходит при диаметре кратеров около 130 км, когда центральные вершины превращаются в концентрические кольца холмов, образуя многокольцевые бассейны.

Марс имеет наибольшее разнообразие типов ударных кратеров среди всех планет Солнечной системы. Отчасти это связано с тем, что наличие в недрах как скалистых, так и богатых летучими веществами слоев приводит к различной морфологии даже среди кратеров одного и того же класса размеров. У Марса также есть атмосфера, которая играет роль в образовании выбросов и последующей эрозии. Более того, уровень вулканической и тектонической активности на Марсе достаточно низок, чтобы сохранились древние эродированные кратеры, но при этом достаточно высок, чтобы всплыть на поверхность большие площади планеты, образуя разнообразные популяции кратеров самого разного возраста. На Марсе внесено в каталог более 42000 ударных кратеров диаметром более 5 км, а количество более мелких кратеров, вероятно, неисчислимо. Плотность кратеров на Марсе самая высокая в южном полушарии, к югу от границы дихотомии. Здесь находится большинство крупных кратеров и бассейнов.

Морфология кратера дает информацию о физической структуре и составе поверхности и подповерхностного слоя во время удара. Например, размер центральных пиков в марсианских кратерах больше, чем у сопоставимых кратеров на Меркурии или Луне. Кроме того, на вершинах центральных пиков многих крупных кратеров Марса есть ямочные кратеры. Кратеры центральной ямы редки на Луне, но очень часто встречаются на Марсе и ледяных спутниках внешней Солнечной системы. Крупные центральные пики и обилие ямочных кратеров, вероятно, указывают на наличие приповерхностного льда во время удара. К полюсу 30 градусов широты форма старых ударных кратеров округляется («размягчено ») за счет ускорения ползучести почвы грунтовым льдом.

Самый большой Заметное различие между марсианскими кратерами и другими кратерами Солнечной системы заключается в наличии лопастных (фудизированных) покровов выброса. Многие кратеры на экваториальных и средних широтах на Марсе имеют эту форму морфологии выброса, которая, как считается, возникает, когда падающий объект тает под поверхностью льда. Жидкая вода в выбрасываемом материале образует мутную суспензию, которая течет по поверхности, создавая характерные формы лепестков. Кратер Юти является хорошим примером кратера вала, который получил такое название из-за похожего на вал края его одеяла выброса.

Марсианские кратеры обычно классифицируются по их выбросам. Кратеры с одним слоем выброса называются кратерами однослойного выброса (SLE). Кратеры с двумя наложенными друг на друга бланками выброса называются кратерами двухслойного выброса (DLE), а кратеры с более чем двумя слоями выброса называются кратерами многослойного выброса (MLE). Считается, что эти морфологические различия отражают различия в составе (например, многослойный лед, скала или вода) в недрах во время удара.

Кратер на пьедестале в четырехугольнике Амазонки, как это видно HiRISE.

Марсианские кратеры демонстрируют большое разнообразие состояний сохранности, от очень свежих до старых и эродированных. Деградированные и заполненные ударные кратеры фиксируют изменения вулканической, речной и эоловой активности за геологическое время. Кратеры на пьедестале - это кратеры с их выбросами, сидящими над окружающей местностью, образуя приподнятые платформы. Они возникают потому, что выбросы кратера образуют устойчивый слой, так что область, ближайшая к кратеру, разрушается медленнее, чем остальная часть региона. Некоторые пьедесталы возвышаются на сотни метров над окружающей территорией, а это означает, что сотни метров материала были размыты. Кратеры на пьедестале были впервые обнаружены во время миссии Mariner 9 в 1972 году.

Вулканизм

Первый рентгеновский снимок марсианской почвы - Анализ CheMin обнаруживает полевой шпат, пироксены, оливин и многое другое (марсоход Curiosity в «Rocknest ", 17 октября 2012 г.).

Вулканические образования и формы рельефа покрывают значительную часть поверхности Марса. Самые заметные вулканы на Марсе расположены в Фарсиде и Элизиуме. Геологи считают, что одна из причин, по которой вулканы на Марсе смогли вырасти настолько большими, заключается в том, что Марс имеет меньше тектонических границ по сравнению с Землей. Лава из стационарной горячей точки могла накапливаться в одном месте на поверхности в течение многих сотен миллионов лет.

Ученые никогда не регистрировали активное извержение вулкана на поверхности Марса. Поиски тепловых сигнатур и изменений поверхности в течение последнего десятилетия не дали доказательств активного вулканизма.

17 октября 2012 г. марсоход Curiosity на планете Марс в «Rocknest » был проведен первый рентгеноструктурный анализ марсианской почвы. Результаты, полученные с помощью анализатора CheMin марсохода, выявили присутствие нескольких минералов, включая полевой шпат, пироксены и оливин, и предположили, что марсианин почва в образце была похожа на «выветрившиеся базальтовые почвы » гавайских вулканов. В июле 2015 года тот же марсоход обнаружил тридимит в образце породы из кратера Гейла, что привело ученых к выводу, что кремнистый вулканизм мог играть гораздо более важную роль в вулканической истории планеты, чем считалось ранее.

Седиментология

Набор сфер диаметром около 3 мм каждая, как видно с марсохода Opportunity

Текущая вода, по-видимому, была обычным явлением на поверхности Марса в различные моменты его истории, особенно на древнем Марсе. Многие из этих потоков вырезали поверхность, образуя сети долин и образовывая отложения. Эти отложения были переотложены в самых разных влажных средах, включая аллювиальные конусы, извилистые каналы, дельты, озера и, возможно, даже океаны. Процессы осаждения и транспортировки связаны с гравитацией. Из-за силы тяжести, связанных с ней различий в водных потоках и скоростях потока, которые были определены на основе гранулометрического состава, марсианские пейзажи создавались разными условиями окружающей среды. Тем не менее, есть и другие способы оценки количества воды на древнем Марсе (см.: Вода на Марсе ). Подземные воды участвовали в цементации эоловых отложений, а также в образовании и переносе широкого спектра осадочных минералов, включая глины, сульфаты и гематит.

Когда поверхность была сухой, дул ветер главный геоморфологический агент. Переносимые ветром песчаные тела, такие как мегаполисы и дюны, чрезвычайно распространены на современной поверхности Марса, и Opportunity задокументировал множество эоловых песчаников на своем пути. Ventifacts, как и Джейк Матиевич (скала), являются еще одной эоловой формой рельефа на поверхности Марса.

На Марсе также присутствует большое количество других седиментологических фаций, включая ледниковые отложения, горячие источники, отложения движения сухой массы (особенно оползни ), а также криогенный и перигляциальный материал, среди многих других. Доказательства древних рек, озера и дюнных полей были обнаружены в сохранившихся слоях марсоходами в Меридиани Планум и кратере Гейл.

Общие особенности поверхности

Подземные воды на Марсе

Одна группа исследователей предположила, что некоторые из слоев на Марсе были вызваны подземными водами, поднимающимися на поверхность во многих местах, особенно внутри кратеров. Согласно теории, грунтовые воды с растворенными минералами выходили на поверхность в кратерах, а затем и вокруг них, и помогали формировать слои, добавляя минералы (особенно сульфат) и цементируя отложения. Эта гипотеза подтверждается моделью подземных вод и сульфатами, обнаруженными на обширной территории. Сначала, исследуя поверхностные материалы с помощью Opportunity Rover, ученые обнаружили, что грунтовые воды неоднократно поднимались и откладывали сульфаты. Более поздние исследования с приборами на борту Марсианского разведывательного орбитального аппарата показали, что такие же виды материалов существуют на большой территории, включая Аравию.

Интересные геоморфологические особенности

Лавины

19 февраля 2008 г. изображения, полученные камерой HiRISE на Mars Reconnaissance Orbiter, показали впечатляющую лавину, в которой обломки, предположительно, представляли собой мелкозернистый лед и пыль., и большие блоки упали с обрыва высотой 700 метров (2300 футов). Свидетельством схода лавины были облака пыли, поднимавшиеся впоследствии со скалы. Теоретически такие геологические события являются причиной геологических структур, известных как полосы на склонах.

Возможные пещеры

Ученые НАСА, изучающие изображения с космического корабля Odyssey, заметили, возможно, семь пещер на флангах Арсии Монс вулкан на Марсе. Входы в ямы имеют ширину от 100 до 252 метров (от 328 до 827 футов) и, как полагают, имеют глубину от 73 до 96 метров (от 240 до 315 футов). См. Изображение ниже: ямы были неофициально названы (A) Дена, (B) Хлоя, (C) Венди, (D) Энни, (E) Эбби (слева) и Никки, и (F) Жанна. Пол Дена был обнаружен и обнаружил, что его глубина составляет 130 метров. Дальнейшее расследование показало, что это не обязательно были «световые люки» из лавовых труб. Обзор изображений привел к еще большему количеству открытий глубоких ям.

Было высказано предположение, что исследователи Марса могли использовать лавовые трубы в качестве укрытий. Пещеры могут быть единственными естественными сооружениями, обеспечивающими защиту от микрометеороидов, УФ-излучения, солнечных вспышек и частиц высокой энергии, которые бомбардируют поверхность планеты. Эти особенности могут улучшить сохранение биосигнатур в течение длительных периодов времени и сделать пещеры привлекательной целью астробиологии в поисках доказательств существования жизни за пределами Земли.

Перевернутый рельеф

Некоторые области Марса показывают перевернутый рельеф, где объекты, которые когда-то были впадинами, например ручьи, теперь находятся над поверхностью. Считается, что такие материалы, как крупные камни, откладывались в низинах. Позднее ветровая эрозия удалила большую часть поверхностных слоев, но оставила более стойкие отложения. Другими способами создания перевернутого рельефа могут быть лава, текущая по руслу ручья, или материалы, зацементированные минералами, растворенными в воде. На Земле материалы, цементированные кремнеземом, обладают высокой устойчивостью ко всем видам эрозионных сил. Примеры перевернутых каналов на Земле можно найти в формации Сидар-Маунтин возле Грин-Ривер, Юта. Перевернутый рельеф в форме ручьев - еще одно свидетельство того, что вода текла по поверхности Марса в прошлые времена. Перевернутый рельеф в виде русел рек предполагает, что климат был другим - гораздо более влажным, - когда образовались перевернутые русла.

В статье, опубликованной в январе 2010 года, большая группа ученых поддержала идею поиска жизни в кратере Миямото из-за перевернутых каналов и минералов, указывающих на присутствие воды в прошлом.

Изображения других примеров перевернутой местности показаны ниже с различных частей Марса.

Notable rocks on Mars
Adirondacksquare.jpg PIA00819left-MarsRock-BarnacleBill.gif PIA14762-MarsCuriosityRover-BathurstInletRock.jpg MarsViking1Lander-BigJoeRock-19780211.jpg Block Island.jpg 58606main image feature 167 jwfull.jpg MarsCuriosityRover-CoronationRock-N165-20120817-crop.jpg El Capitan sol27 pancam.jpg
Adirondack. (Spirit )Barnacle Bill. (Sojourner )Bathurst Inlet. (Curiosity )Big Joe. (Viking )Block Island. (Opportunity )M Bounce. (Opportunity )Coronation. (Curiosity )El Capitan. (Opportunity )
PIA17074-MarsOpportunityRover-EsperanceRock-20130223-fig1.jpg PIA16187-MarsCuriosityRover-GoulburnRock-20120817-crop.jpg PIA07269-Mars Rover Opportunity-Iron Meteorite.jpg PIA09089-RA3-hirise-closeup annotated.png PIA17062-MarsCuriosityRover-HottahRockOutcrop-20120915.jpg PIA16192-MarsCuriosityRover-Target-JakeRock-20120927.jpg PIA05482 modest.jpg NASA Curiosity rover - Link to a Watery Past (692149main Williams-2pia16188-43).jpg
Esperance. (Opportunity )Goulburn. (Curiosity )Heat Shield. (Opportunity )M Home Plate. (Spirit )Hottah. (Curiosity )Jake Matijevic. (Curiosity )Last Chance. (Opportunity )Link. (Curiosity )
Mackinac Island.jpg Mars rock Mimi by Spirit rover.jpg PIA13418 - Oileán Ruaidh meteorite on Mars (false colour).jpg Pot of gold upclose.jpg PIA16452-MarsCuriosityRover-Rocknest3Rock-20121005.jpg 391243main-MarsRover-ShelterIslandMeteorite-20091002-crop.jpg PIA16795-MarsCuriosityRover-TintinaRock-Context-20130119.jpg NASA-MarsRock-Yogi-SuperRes.jpg
Mackinac Island. (Opportunity )M Mimi. (Spirit )Oileán Ruaidh. (Opportunity )M Pot of Gold. (Spirit )Rocknest 3. (Curiosity )Shelter Island. (Opportunity )M Tintina. (Curiosity )Yogi. (Sojourner )
The table above contains clickable linksM = Meteorite - (This box:
  • view
  • talk
)

See also

References

Bibliography

  • Carr, Michael (2006). The surface of Mars. Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета. ISBN 0-521-87201-4.CS1 maint: ref=harv (link )
  • Hartmann, W. (2003). A Traveler's Guide to Mars: The Mysterious Landscapes of the Red Planet. New York: Workman Publishing. ISBN 978-0-7611-2606-5.CS1 maint: ref=harv (link )

External links

Последняя правка сделана 2021-05-21 03:41:26
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте