Марсианская поверхность
Исследование характеристик поверхности (или поверхностных свойств и процессов). [1] ) — широкая категория марсианской науки, изучающая природу материалов, составляющих марсианскую поверхность . Исследование развилось из методов телескопа и дистанционного зондирования, разработанных астрономами для изучения поверхностей планет. Однако она все больше становится субдисциплиной геологии, поскольку автоматические космические аппараты постоянно улучшают разрешение и возможности инструментов. Используя такие характеристики, как цвет, альбедо и тепловая инерция , а также аналитические инструменты, такие как спектроскопия отражения и радар , ученые могут изучать химию и физический состав (например, размеры зерен, шероховатость поверхности и содержание горных пород) марсианской поверхности. Полученные данные помогают ученым понять минеральный состав планеты и природу геологических процессов, происходящих на ее поверхности. Поверхностный слой Марса представляет собой крошечную часть общего объема планеты, но играет значительную роль в геологической истории планеты. [2] Понимание физических свойств поверхности также очень важно для определения безопасных мест посадки космических кораблей. [3]
Альбедо и цвет
[ редактировать ]Как и все планеты, Марс отражает часть света, получаемого от Солнца. Доля отраженного солнечного света — это величина, называемая альбедо , которая колеблется от 0 для тела, не отражающего солнечный свет, до 1,0 для тела, отражающего весь солнечный свет. Различные части поверхности планеты (и атмосферы) имеют разные значения альбедо в зависимости от химической и физической природы поверхности.
Топография Марса не видна в наземные телескопы. Яркие области и темные отметки на картах Марса, предшествовавших космическим полетам, — все это особенности альбедо. (См. Классические особенности альбедо на Марсе .) Они мало связаны с топографией. Темные отметины наиболее четко выражены в широком поясе от 0° до 40° южной широты. Однако самая заметная темная отметина, Syrtis Major Planum , находится в северном полушарии, за пределами этого пояса. [4] Классическая особенность альбедо Mare Acidalium ( Acidalia Planitia ) — еще одна заметная темная область, расположенная к северу от главного пояса. Яркие области, исключая полярные шапки и переходные облака, включают Элладу , Фарсиду и Аравию Терру . Теперь известно, что яркие области — это места, где мелкая пыль покрывает поверхность. Темные отметки обозначают области, которые ветер очистил от пыли, оставив после себя слой темного каменистого материала. Темный цвет соответствует присутствию основных пород, таких как базальт .
Альбедо поверхности обычно меняется в зависимости от длины волны падающего на нее света. Марс отражает мало света в синем конце спектра , но много в красном и более высоких длинах волн. Вот почему Марс имеет знакомый невооруженному глазу красновато-оранжевый цвет. Но детальные наблюдения показывают тонкую гамму цветов на поверхности Марса. Цветовые вариации дают представление о составе материалов поверхности. Светлые области имеют красновато-охристый цвет , а темные области кажутся темно-серыми. Третий тип областей, промежуточный по цвету и альбедо, также присутствует и считается, что он представляет собой области, содержащие смесь материала из ярких и темных областей. [5] Темно-серые области можно разделить на более красноватые и менее красноватые по оттенку. [6]
Спектроскопия отражения
[ редактировать ]отражения Спектроскопия — это метод, который измеряет количество солнечного света, поглощаемого или отражаемого марсианской поверхностью на определенных длинах волн. Спектры представляют собой смесь спектров отдельных минералов на поверхности, а также вкладов линий поглощения в солнечном спектре и марсианской атмосфере. Выделив («деконволюцию») каждый из этих вкладов, ученые могут сравнить полученные спектры с лабораторными спектрами известных минералов, чтобы определить вероятную идентичность и содержание отдельных минералов на поверхности. [7] [8]
Используя этот метод, ученые уже давно узнали, что яркие охристые области, вероятно, содержат большое количество трехвалентного железа ( Fe 3+ ) оксиды, типичные для выветрившихся железосодержащих материалов (например, ржавчина ). Спектры темных участков согласуются с наличием двухвалентного железа (Fe 2+ ) в темноцветных минералах и демонстрирует полосы поглощения, напоминающие пироксен , группу минералов, которая очень распространена в базальте. Спектры более красных темных участков соответствуют основным материалам, покрытым тонкими альтерационными покрытиями. [9]
Тепловая инерция
[ редактировать ]
Измерение тепловой инерции — это метод дистанционного зондирования, который позволяет ученым отличать мелкозернистые области от крупнозернистых на поверхности Марса. [10] Тепловая инерция — это мера того, насколько быстро или медленно что-то нагревается или остывает. Например, металлы имеют очень низкую термическую инерцию. Алюминиевый противень для печенья, вынутый из духовки, становится прохладным на ощупь менее чем за минуту; тогда как керамическая плита (высокая тепловая инерция), взятая из той же духовки, остывает гораздо дольше.
Ученые могут оценить тепловую инерцию на поверхности Марса, измеряя изменения температуры поверхности в зависимости от времени суток и сопоставляя эти данные с численными моделями температуры. [11] Тепловая инерция материала напрямую связана с его теплопроводностью , плотностью и удельной теплоемкостью . Каменные материалы не сильно различаются по плотности и теплоемкости, поэтому изменения тепловой инерции в основном обусловлены изменениями теплопроводности. Поверхности твердых пород, например обнажения, обладают высокой теплопроводностью и инерцией. Пыль и мелкий зернистый материал в реголите имеют низкую тепловую инерцию, поскольку пустоты между зернами ограничивают теплопроводность до точки контакта между зернами. [12]
Значения тепловой инерции для большей части поверхности Марса обратно пропорциональны альбедо. Таким образом, области с высоким альбедо имеют низкую тепловую инерцию, что указывает на поверхности, покрытые пылью и другим мелкозернистым материалом. Темно-серые поверхности с низким альбедо имеют высокую тепловую инерцию, более типичную для консолидированных пород. Однако значения тепловой инерции недостаточно высоки, чтобы указывать на то, что на Марсе широко распространены обнажения. Даже более скалистые участки кажутся смешанными со значительным количеством рыхлого материала. [13] Данные эксперимента по инфракрасному термическому картированию (IRTM) на орбитальных кораблях «Викинг» выявили области высокой тепловой инерции во внутренней части Долины Маринерис и хаотичной местности, что позволяет предположить, что эти области содержат относительно большое количество блоков и валунов. [14] [15]
Радарные расследования
[ редактировать ]Радиолокационные исследования предоставляют множество данных о высотах, наклонах, текстурах и свойствах материала марсианской поверхности. [16] Марс является привлекательной целью для наземных радиолокационных исследований из-за его относительной близости к Земле и благоприятных орбитальных и вращательных характеристик, которые обеспечивают хорошее покрытие обширных участков поверхности планеты. [17] Радиолокационные сигналы Марса были впервые получены в начале 1960-х годов, и этот метод сыграл жизненно важную роль в поиске безопасной местности для марсианских посадочных аппаратов.
Рассеяние радиолокационных сигналов, отраженных от Марса, показывает, что существует множество различий в шероховатости и наклоне поверхности планеты. Обширные территории планеты, особенно в Сирии и Синайском полуострове, относительно гладкие и плоские. [18] Планум Меридиани, место посадки марсохода «Оппортьюнити» , является одним из самых плоских и гладких (в дециметровом масштабе) мест, когда-либо исследованных радаром — факт, подтвержденный изображениями поверхности в месте посадки. [19] В других районах наблюдаются высокие уровни неровностей на радарах, которые не различимы на изображениях, полученных с орбиты. Среднее поверхностное содержание камней размером от сантиметра до метра на Марсе намного больше, чем на других планетах земной группы. В частности, Тарсис и Элизиум демонстрируют высокую степень мелкомасштабной шероховатости поверхности, связанной с вулканами. Эта чрезвычайно пересеченная местность напоминает молодые потоки лавы . Полоса радиолокационного альбедо длиной 200 км (область «стелс») пересекает юго-западную часть Фарсиса. Этот регион соответствует местоположению формации Медузы Фоссэ , которая состоит из толстых слоев рыхлых материалов, возможно, вулканического пепла или лёсса . [20] [21] [22]
Геолокационные приборы на орбитальном аппарате Mars Express ( MARSIS ) и марсианском разведывательном орбитальном аппарате ( SHARAD ) в настоящее время предоставляют потрясающие данные эхо-сигнала о подземных материалах и структурах на глубине до 5 км. Результаты показали, что полярные слоистые отложения состоят практически из чистого льда с содержанием пыли не более 10% по объему. [23] и что резные долины Deuteronilus Mensae содержат толстые ледники, покрытые покровом скалистых обломков. [24]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Киффер, HH и др. (1992). Марс. Издательство Университета Аризоны: Тусон, Часть IV.
- ^ Кристенсен, ПК; Мур, HJ (1992). Поверхностный слой Марса, в книге Kieffer, HH et al., Eds. Марс. Издательство Университета Аризоны: Тусон, с. 686.
- ^ Голомбек, депутат; Максуин, Хай (2007). Марс: место посадки. Геология, минералогия и геохимия, в Энциклопедии Солнечной системы, 2-е изд., Макфадден, Л.-А. и др. Ред. Elsevier: Сан-Диего, Калифорния, стр. 333–334.
- ^ Карр, М.Х. (2007) Поверхность Марса; Издательство Кембриджского университета: Нью-Йорк, с. 1.
- ^ Арвидсон, RE и др. (1989). Природа и распространение поверхностных отложений в равнине Хрис и ее окрестностях на Марсе. Дж. Геофиз. Рез., 94 (Б2), 1573–1587.
- ^ Барлоу, Н.Г. (2008) Марс: введение в его внутреннюю часть, поверхность и атмосферу; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, с. 73.
- ^ Голомбек, депутат; Максуин, Хай (2007). Марс: место посадки. Геология, минералогия и геохимия, в Энциклопедии Солнечной системы, 2-е изд., Макфадден, Л.-А. и др. Ред. Elsevier: Сан-Диего, Калифорния, стр.339.
- ^ Барлоу, Н.Г. (2008). Марс: введение в его внутреннюю часть, поверхность и атмосферу; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, стр. 81.
- ^ Барлоу, Н.Г. (2008). Марс: введение в его внутреннюю часть, поверхность и атмосферу; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, стр. 81–82.
- ^ Каттермоул, П.Дж. (2001). Марс: Тайна раскрывается; Издательство Оксфордского университета: Нью-Йорк, с. 24.
- ^ Меллон, Монтана; Фугасон, Рл; Путциг, Нью-Йорк (2008). Тепловая инерция поверхности Марса, в книге «Поверхность Марса: состав, минералогия и физические свойства», Bell, Bell, J. Ed.; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, с. 406.
- ^ Карр, MH (2006). Поверхность Марса; Издательство Кембриджского университета: Нью-Йорк, с. 9.
- ^ Карр, MH (2006). Поверхность Марса; Издательство Кембриджского университета: Нью-Йорк, с. 9.
- ^ Киффер, HH и др. (1977). Тепловая карта и карта альбедо Марса во время основной миссии «Викинг». Дж. Геофиз. Res., 82 (28), стр. 4249–4291.
- ^ Каттермоул, П.Дж. (2001). Марс: Тайна раскрывается; Издательство Оксфордского университета: Нью-Йорк, с. 24.
- ^ Барлоу, Н.Г. Марс: введение в его внутреннюю часть, поверхность и атмосферу; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, с. 75-76.
- ^ Остро, SJ (2007). Планетарный радар, в Энциклопедии Солнечной системы, 2-е изд., Макфадден, Л.-А. и др. Ред. Elsevier: Сан-Диего, Калифорния, стр.754.
- ^ Симпсон, Р.А. и др. (1992). Радиолокационное определение свойств поверхности Марса, на Марсе, Х. Х. Киффер и др., Под ред.; Издательство Университета Аризоны: Тусон, Аризона, с. 652-685.
- ^ Голомбек, депутат; Максуин, Хай (2007). Марс: место посадки. Геология, минералогия и геохимия, в Энциклопедии Солнечной системы, 2-е изд., Макфадден, Л.-А. и др. Ред. Elsevier: Сан-Диего, Калифорния, стр.337.
- ^ Остро, SJ (2007). Планетарный радар, в Энциклопедии Солнечной системы, 2-е изд., Макфадден, Л.-А. и др. Ред. Elsevier: Сан-Диего, Калифорния, стр.754.
- ^ Барлоу, Н.Г. Марс: введение в его внутреннюю часть, поверхность и атмосферу; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, с. 75-76.
- ^ Эджетт, К.С. и др. (1997). Геологический контекст марсианского радиолокационного «невидимого» региона на юго-западе Фарсиса. Дж. Геофиз. Рез., 102 (E9), 21 545–21 567.
- ^ Бирн, С. (2009). Полярные отложения Марса. Анну. Преподобный Планета Земля. наук, 37, с. 541.
- ^ Веб-сайт НАСА Mars Reconnaissance Orbiter. http://mars.jpl.nasa.gov/mro/news/whatsnew/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=979 . По состоянию на 20 сентября 2010 г.
Внешние ссылки
[ редактировать ]- Марс — Геологическая карта ( USGS , 2014) ( оригинал / обрезанный / полный / видео (00:56) ).
