✖


Jump to content

Темная полоса на склоне

Полосы склона в Ахерон Фоссэ в 2010 году.
Темные полосы на склоне Терры Аравии , снятые орбитальной камерой Марса (MOC) на космическом корабле Mars Global Surveyor . Самые темные полосы лишь примерно на 10% темнее окружающей их среды. Больший видимый контраст изображения обусловлен усилением контрастности. [1] Размер изображения составляет 1,65 км (1 милю). Север внизу.

Темные полосы на склонах — это узкие лавинообразные образования, распространенные на покрытых пылью склонах в экваториальных регионах Марса . [2] Они образуются на относительно крутой местности , например, вдоль откосов и кратеров . стен [3] Хотя впервые он был обнаружен на изображениях орбитального корабля «Викинг» в конце 1970-х годов, [4] [5] темные полосы на склоне не изучались подробно до тех пор, пока Mars Global Surveyor (MGS) и Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). в конце 1990-х и 2000-х годов не стали доступны изображения более высокого разрешения с космических аппаратов [1] [6]

Физический процесс, вызывающий появление темных полос на склоне, до сих пор неясен. Вероятнее всего, они вызваны массовым перемещением рыхлого мелкозернистого материала по слишком крутым склонам (т. е. пылевыми лавинами). [1] [7] [8] Лавина нарушает и удаляет яркий поверхностный слой пыли, обнажая более темный субстрат. [9] Роль, которую вода и другие летучие вещества играют, если таковые имеются, в образовании полос, все еще обсуждается. [10] Полосы склонов особенно интригуют, поскольку они являются одним из немногих геологических явлений, которые можно наблюдать на Марсе в наши дни. [11] [12] [13] [14] [15]

Природа полос на Марсе

[ редактировать ]

Темные полосы на склоне — это особенности альбедо . На глаз они выглядят как разница в яркости между полосой и более светлым фоновым склоном. Обычно топографический рельеф, позволяющий отличить полосу от ее окружения, не виден, за исключением изображений с самым высоким разрешением (<1 м/пиксель). [6] Во многих случаях исходная текстура поверхности склона сохраняется и непрерывна по всей полосе, как будто на нее не влияют события, связанные с образованием темной полосы (на фото слева). Общий эффект по виду эквивалентен частичной тени, отбрасываемой на наклонную поверхность. [1] Эти наблюдения показывают, что какой бы процесс ни формировал полосы, он затрагивает только самый тонкий слой на поверхности. Полосы на склоне лишь примерно на 10 % темнее окружающей среды, но на изображениях часто кажутся черными, поскольку контраст увеличен ( растянут ). [16]

Темные полосы на склоне часто не влияют на основную текстуру склона, на котором они образуются, что указывает на то, что нарушение, вызывающее появление полосы, является поверхностным. Изображение является частью кадра MOC-N/A M09/00039, основанного на Sullivan et al., 2001, p. 23612, рис. 5а. Длина полосы здесь составляет 1,3 км.

Особенности Альбедо покрывают поверхность Марса в самых разных масштабах. Они составляют классическую светлую и темную маркировку, видимую на Марсе в телескопы. (См. «Классические особенности альбедо на Марсе ».) Эти пятна вызваны разной пропорцией пыли, покрывающей поверхность. Марсианская пыль имеет ярко-красновато- охристый цвет, а коренная порода и почва ( реголит ) темно-серые (цвет неизмененного базальта ). Таким образом, пыльные области на Марсе кажутся яркими (высокое альбедо), а поверхности с высоким процентом камней и обломков горных пород обычно темными (низкое альбедо). [17] Большинство особенностей альбедо на Марсе вызваны ветрами, которые очищают некоторые области от пыли, оставляя после себя более темную задержку. В других местах оседает пыль, чтобы поверхность стала блестящей. Избирательное удаление и осаждение пыли наиболее заметно вокруг ударных кратеров и других препятствий, где образуются разнообразные полосы (ветровые шлейфы) и пятна. [18]

Темные полосы на склоне представляют собой относительно небольшие объекты. (См. A в фотогалерее.) Они отличаются от более крупных элементов альбедо тем, что создаются гравитацией, а не ветром, хотя ветер может способствовать их первоначальному формированию. [1] [16] [19] (См. B в Фотогалерее.) Причина затемнения неизвестна. Считается, что размеры частиц очень малы ( частицы размером с песок , ил и глину ). Обломков , достаточно крупных, чтобы их можно было отобразить, нет, а склон нижележащей коренной породы никогда не обнажается (т. е. пыль скатывается лавиной на поверхность пыли). [20] По-видимому, в создании более темного тона участвуют другие оптические, механические или химические свойства.

Темные полосы на склоне обычно располагаются на одном и том же склоне с другими полосами на склоне разных тонов. Предполагается, что самые темные полосы являются самыми молодыми; у них есть более четко очерченные края, чем не такие темные полосы. [21] Эта связь предполагает, что с возрастом полосы светлеют и становятся более размытыми. [5] вероятно, потому, что они покрываются свежей пылью, падающей из атмосферы. [6] [12] Блеклые темные полосы на склоне не следует путать с яркими полосами на склоне (обсуждаются ниже). На Марсе часто бывают пылевые бури. Временами всю планету охватывает пыльная буря, как показано на картинках ниже.

  • Марс без пылевой бури в июне 2001 г. (слева) и с глобальной пылевой бурей в июле 2001 г. (справа), вид Mars Global Surveyor.
    Марс без пылевой бури в июне 2001 г. (слева) и с глобальной пылевой бурей в июле 2001 г. (справа), вид Mars Global Surveyor.

Морфология и возникновение

[ редактировать ]
Темные полосы на склоне часто имеют веерообразную форму с множеством пальцев (пальцев) на нижних концах склона. Изображение получено камерой HiRISE на орбитальном аппарате Mars Reconnaissance Orbiter .
Полосы на склоне [22]

При умеренном разрешении (20–50 м/пиксель) темные полосы на склонах выглядят как тонкие параллельные нити, выровненные вниз по склону вдоль краев кратеров и откосов. Они часто прямые, но также могут иметь изогнутую или сигмовидную форму. (См. C в фотогалерее.) Вблизи темные полосы на склоне обычно имеют удлиненную, веерообразную форму (на фото справа). Их ширина варьируется от 20 до 200 метров, а длина обычно составляет от нескольких сотен метров до более 1000 метров. Темные полосы на склонах длиной более 2 километров встречаются редко; большинство из них заканчивается на склоне и не распространяется дальше на ровную местность. [1] [2] [16]

Полоса обычно начинается в одной точке ( вершине ) высоко на склоне. Вершина часто связана с изолированным небольшим гребнем, выступом или другой областью местного утолщения. [1] На изображениях с высоким разрешением на вершине иногда виден крошечный ударный кратер. [6] Полосы склона расширяются вниз по склону от вершины треугольным образом, обычно достигая максимальной ширины, не доходя до середины своей длины. [1] Одна полоса уклона может разделиться на две отдельные полосы вокруг препятствия или образовать анастомозирующий (плетеный) узор. (См. D и E в фотогалерее.) На склоновых полосах на нисходящих концах обычно образуются множественные пальцы (пальцы). [6]

Карта Марса, показывающая, что темные полосы на склоне (коричневые) встречаются в покрытых пылью экваториальных регионах. Розовые области — это места расположения марсианских оврагов и овражных отложений. Географическое распределение показывает, что овраги и полосы склонов — это разные явления.

Изображения, полученные в результате научного эксперимента по визуализации высокого разрешения ( HiRISE ) на MRO, показали, что многие полосы склона имеют рельеф , в отличие от более ранних описаний, в которых не было видно топографических различий между полосчатой ​​и прилегающей поверхностью без полос. Поверхность с полосами обычно находится примерно на 1 м ниже поверхности без полос. Этот рельеф виден только на изображениях с максимальным разрешением и при оптимальных условиях просмотра. [2] [6] [23]

Темные полосы на склонах наиболее распространены в экваториальных регионах Марса, особенно на Фарсиде , Аравии Терра и Амазонисской равнине. [24] (на фото слева). Они встречаются между 39° с.ш. и 28° ю.ш. На северных границах они появляются преимущественно на более теплых, южных склонах. Любопытно, что полосы на склонах также связаны с областями, пиковые температуры которых достигают 275 К (2 °C), температуры, близкой к тройной точке воды на Марсе. Эта взаимосвязь побудила некоторых исследователей предположить, что жидкая вода участвует в формировании темных полос на склоне. [2] [16]

Темные полосы на склонах, по-видимому, не коррелируют с высотой или областями конкретной геологии коренных пород. Они встречаются на самых разных текстурах склонов, включая гладкие, безликие и, предположительно, молодые поверхности, а также на более старых, сильно кратерированных склонах. [1] Однако они всегда связаны с областями с высокой шероховатостью поверхности, высоким альбедо и низкой тепловой инерцией — свойствами, указывающими на крутые склоны, покрытые большим количеством пыли. [3] [5] [21] [25]

Было высказано предположение, что полосы могли образоваться, когда скопления сухого льда начали сублимировать сразу после восхода солнца. Ночные углекислые заморозки широко распространены в низких широтах. [26]

Механизм формирования

[ редактировать ]
Аннотированное изображение темной полосы Фарсиса Толуса, глазами Хирисе . Он расположен в левом центре этой картинки. Фарсис Толус находится справа.

Исследователи предложили ряд механизмов образования темных полос на склоне. Наиболее распространенное мнение состоит в том, что полосы являются результатом лавин пыли, образующихся из-за потока сухих гранул. [27] на слишком крутых склонах. Пылевые лавины напоминают рыхлые снежные лавины на Земле. Рыхлые снежные лавины возникают, когда снег накапливается в холодных, почти безветренных условиях, образуя сухой, рыхлый снег с небольшим сцеплением между отдельными снежными кристаллами. [1] В результате этого процесса на поверхности снега образуется очень неглубокая впадина (осыпь), которая издалека кажется немного темнее, чем остальная часть склона.

Другие модели включают воду либо в виде родниковых стоков, либо в виде родниковых стоков. [28] мокрые селевые потоки , [5] или сезонное просачивание рассолов хлоридами богатых , . [11] Используя данные нейтронного спектрометра Mars Odyssey , исследователи обнаружили, что полосы наклона в бассейне Скиапарелли возникают в районах, где прогнозируется выход от 7,0 до 9,0 весовых процентов водорода в водном эквиваленте (WEH) в отличие от типичных фоновых значений менее 4% WEH. Эта взаимосвязь предполагает связь между высоким процентом WEH и появлением темных полос на склоне. [29] Однако любой процесс, требующий больших объемов воды (например, весенние сбросы), кажется маловероятным из-за общей термодинамической нестабильности жидкой воды на Марсе. [12]

Другая модель предполагает, что темные полосы на склоне создаются плотно прилегающими к земле потоками сухой пыли, смазанной углекислым газом (CO 2 ). В этом сценарии небольшой начальный спад на поверхности высвобождает CO 2 газ , адсорбированный на подповерхностных зернах. Этот выброс создает поддерживаемый газом поток пыли, который движется вниз по наклону в виде тока разреженной плотности. Этот механизм может помочь объяснить необычно длинные полосы на склонах. [30] [31]

Некоторые наблюдения показывают, что темные полосы на склонах могут быть вызваны ударами. Фотографии, полученные CTX в 2007 и 2010 годах, показали, что в ореоле горы Олимп появилась новая полоса . Последующий снимок HiRISE показал, что в верхней части полосы появился новый кратер. Исследователи пришли к выводу, что удар вызвал появление новой полосы на склоне. [32] Еще одна полоса, связанная с ударом, была обнаружена в четырехугольнике Аравии. [33]

  • Новая полоса, вызванная недавним ударом, образовавшим небольшой кратер, как видно HiRISE. Местоположение — четырехугольник Аравии.
    Новая полоса, вызванная недавним ударом, образовавшим небольшой кратер, как видно HiRISE. Местоположение — четырехугольник Аравии .

Исследование, опубликованное в январе 2012 года в журнале «Икар», показало, что темные полосы были вызваны воздушными ударами метеоритов, движущихся со сверхзвуковой скоростью. Группу ученых возглавила Кейлан Берли, студентка Университета Аризоны. После подсчета около 65 000 темных полос вокруг места удара группы из 5 новых кратеров появились закономерности. Число полос было наибольшим ближе к месту удара. Итак, удар каким-то образом, вероятно, вызвал полосы. Кроме того, распределение полос образовало узор с двумя крыльями, отходящими от места удара. Изогнутые крылья напоминали ятаганы, изогнутые ножи. Эта закономерность предполагает, что взаимодействие воздушных потоков группы метеоритов вытряхнуло пыль настолько, что начались пылевые лавины, образовавшие множество темных полос. Сначала считалось, что сотрясение земли от удара вызвало пылевые лавины, но если бы это было так, темные полосы располагались бы симметрично вокруг ударов, а не концентрировались бы в изогнутых формах.

Скопление кратеров расположено недалеко от экватора, в 510 милях к югу от горы Олимп, на местности, называемой образованием Медузы. Образование покрыто пылью и содержит высеченные ветром гребни, называемые ярдангами. Эти ярданги имеют крутые склоны, густо покрытые пылью, поэтому, когда от ударов донесся звуковой удар порывов ветра, пыль начала двигаться вниз по склону.Используя фотографии с Mars Global Surveyor и камеры HiRISE на орбитальном аппарате НАСА Mars Reconnaissance Orbiter, ученые каждый год обнаруживают около 20 новых столкновений на Марсе. Поскольку космический корабль почти непрерывно фотографировал Марс в течение 14 лет, более новые изображения с предполагаемыми недавними кратерами можно сравнить со старыми изображениями, чтобы определить, когда кратеры образовались. Поскольку кратеры были обнаружены на снимке HiRISE от февраля 2006 года, но не присутствовали на снимке Mars Global Surveyor, сделанном в мае 2004 года, удар произошел именно в этот период времени.

Самый большой кратер в скоплении имеет диаметр около 22 метров (72 фута) и по площади напоминает баскетбольную площадку. Когда метеорит прошел через марсианскую атмосферу, он, вероятно, распался; в результате образовалась плотная группа ударных кратеров. Темные полосы на склонах наблюдались уже некоторое время, и было выдвинуто множество идей для их объяснения. Это исследование, возможно, наконец-то разгадало эту тайну. [34] [35] [36]

  • На изображении видно скопление кратеров и изогнутые линии, образовавшиеся в результате взрыва метеоритов. Метеориты вызвали воздушный взрыв, вызвавший пылевые лавины на крутых склонах. Изображение взято с сайта HiRISE.
    На изображении видно скопление кратеров и изогнутые линии, образовавшиеся в результате взрыва метеоритов. Метеориты вызвали воздушный взрыв, вызвавший пылевые лавины на крутых склонах. Изображение взято с сайта HiRISE.
  • Крупный план предыдущего изображения вдоль границы светлого/темного. Темная линия в середине изображения показывает границу между светлой и темной областью изогнутых линий. Зеленые стрелки показывают высокие участки хребтов. Рыхлая пыль скатилась вниз по крутым склонам, когда почувствовала ударную волну от удара метеорита. Изображение взято с сайта HiRISE.
    Крупный план предыдущего изображения вдоль границы светлого/темного. Темная линия в середине изображения показывает границу между светлой и темной областью изогнутых линий. Зеленые стрелки показывают высокие участки хребтов. Рыхлая пыль скатилась вниз по крутым склонам, когда почувствовала ударную волну от удара метеорита. Изображение взято с сайта HiRISE.

Было замечено, что пылевые дьяволы даже начали образовывать темные полосы на склонах. [37]

Группа исследователей обнаружила увеличение количества темных полос на склоне после S1222, марсотрясения, которое было обнаружено посадочным модулем Insight. [38]

Скорость формирования

[ редактировать ]
Новые полосы склона образовались возле горы Аполлинария в период с февраля 1998 года по ноябрь 1999 года, как видно с помощью орбитальной камеры Марса (MOC).

Полосы склонов — одна из немногих геоморфических особенностей, образующихся на поверхности современного Марса. Новые полосы были впервые обнаружены путем сравнения изображений, полученных с орбитальных аппаратов «Викинг» 1970-х годов, с изображениями тех же мест, сделанными камерой MGS орбитального аппарата Марса (MOC) в конце 1990-х годов. Наличие новых полос показало, что на Марсе активно формируются наклонные полосы, по крайней мере, в масштабах времени от года до десятилетия. [20] [39] Более поздняя статистическая обработка с использованием перекрывающихся изображений MOC с интервалом от нескольких дней до нескольких лет показала, что наклонные полосы могут образовываться на Марсе со скоростью около 70 в день. Если эта скорость точна, то можно предположить, что наклонные полосы являются наиболее динамичными геологическими особенностями, наблюдаемыми на поверхности Марса. [12]

Темные полосы на склонах тускнеют и исчезают гораздо медленнее, чем появляются новые. Большинство полос, обнаруженных на изображениях викингов, все еще видны спустя десятилетия, хотя некоторые из них исчезли. Исследователи пришли к выводу, что полосы появляются в 10 раз быстрее, чем исчезают, и что количество наклонных полос на Марсе увеличилось за последние три десятилетия. Этот дисбаланс вряд ли сохранялся в течение геологически значимых периодов времени. Одним из возможных решений дисбаланса является то, что полосы сохраняются веками, но массово стираются после чрезвычайно редких, но жестоких пылевых бурь (штормов такой силы, которые не наблюдались на Марсе со времен Викинга). После того, как шторм утихнет, на поверхность оседает толстый слой свежей пыли, что начинает новый цикл образования полос. [12] [19] Недавнее исследование, опубликованное в журнале «Икар», показало, что они служат около 40 лет. Исследователи изучили регион Ликуса Сульчи с помощью изображений Viking и изображений CTX с марсианского разведывательного орбитального аппарата. Те, что впервые наблюдались с помощью «Викинга», исчезли, но были заменены новыми. [40]

[ редактировать ]

Темные полосы на склонах возникают в связи с рядом других мелкомасштабных особенностей, связанных со склонами Марса, или внешне напоминают их. К ним относятся яркие полосы на склонах, шрамы от лавин и повторяющиеся линии на склонах. Водные следы — это особенности, которые встречаются в полярных регионах Земли. Они напоминают темные полосы на склонах и повторяющиеся линии на склонах, но на Марсе еще не описаны. Многие особенности склонов на Марсе могут возникнуть в результате непрерывного процесса с потерей сухой массы и незначительной речной (связанной с водой) деятельностью, занимающей противоположные конечные точки. [9] Овраги — еще одна особенность, распространенная на склонах южного полушария Марса в средних широтах. Им уделяется много внимания в литературе, но здесь они не обсуждаются.

Яркие полосы на склоне

[ редактировать ]

Яркие полосы на склоне — это полосы, которые имеют более светлый тон (около 2%), чем их окружение. [1] (См. F в Фотогалерее.) Они гораздо реже, чем темные полосы на склоне, но оба типа полос имеют схожую морфологию и встречаются в одних и тех же регионах Марса. Имеющиеся данные свидетельствуют о том, что светлые полосы на склонах старше темных полос на склонах. Новых ярких полос на склонах никогда не наблюдалось, а на некоторых изображениях можно увидеть темные полосы, перекрывающие яркие полосы на склонах, что указывает на то, что первые моложе вторых. Вполне вероятно, что яркие полосы на склонах образуются из старых темных полос на склонах, прошедших стадию частичного выцветания. Это предположение подтверждается географическими данными, показывающими, что светлые полосы на склонах несколько чаще встречаются в регионах, где скорость образования новых темных полос на склонах низкая. Другими словами, области с относительно большим количеством светлых полос, как правило, менее активны и содержат более высокую популяцию старых темных полос. [19]

Шрамы от лавины

[ редактировать ]

Области с обильными полосами склонов также содержат явно отдельный класс лавинных шрамов. По морфологии и размерам рубцы напоминают наклонные полосы. (См. G в фотогалерее). Обычно они имеют глубину несколько метров и длину в сотни метров. Они начинаются в одной точке (иногда в небольшом, едва разрешившемся ударном кратере) высоко на склоне. Края расходятся вниз по склону треугольным образом. Примерно в половине задокументированных примеров на нижнем конце склона видна низменная насыпь обломков. Первоначально эти особенности назывались «лавинными шрамами метровой толщины», и считалось, что они отличаются от полос на склонах. Однако изображения с более высоким разрешением, полученные с помощью инструмента HiRISE на MRO, позволяют предположить, что лавинные шрамы и полосы на склонах толщиной в несколько метров связаны друг с другом и являются частью континуума особенностей потери активной массы, образованных пылевыми лавинами. [6] [41]

Повторяющиеся склоновые линии (потоки теплого сезона)

[ редактировать ]
Основная статья: Сезонные потоки на теплых марсианских склонах

Летом 2011 года в журнале Science появилась статья. [42] описывающий новый класс склонов с характеристиками, которые предполагают образование в результате сезонных выбросов жидкой воды. (См. H и I в Фотогалерее.) Называется «повторяющиеся наклонные линии» (RSL) . [43] эти функции привлекли значительное внимание средств массовой информации. [44] [45] RSL представляют собой узкие (от 0,5 до 5 метров) темные отметки, которые преимущественно встречаются на крутых склонах, обращенных к экватору, в южном полушарии между 48 ° и 32 ° южной широты. Повторные изображения HiRISE показывают, что отметины появляются и увеличиваются постепенно в теплое время года и исчезают в холодное время года. [42] RSL имеют лишь поверхностное сходство с темными полосами на склонах. Они гораздо меньше по ширине и имеют иную картину географического распространения и свойства склонов, чем темные полосы склонов. [46] RSL, по-видимому, возникают на склонах коренных пород с сезонно высокими температурами поверхности 250–300 K (-23–27 ° C). Такое расположение может благоприятствовать потоку соленых жидкостей, выходящих из просачиваний в определенное время марсианского года. [42] В отличие от RSL, темные полосы на склоне, похоже, возникают спорадически в течение марсианского года, и их возникновение, по-видимому, не связано с сезоном или крупными региональными событиями. [47]

Водные дорожки

[ редактировать ]

Водные пути представляют собой малоизученные особенности склонов, распространенные в районах с преобладанием вечной мерзлоты в арктических и антарктических регионах Земли. Это зоны повышенной влажности почвы, которые направляют воду вниз по склону поверх постоянно мерзлого грунта чуть ниже поверхности ( ледяной покров ). Хотя водные следы на Марсе не были конкретно идентифицированы, некоторые исследователи отметили их морфологическое и спектроскопическое сходство с полосами марсианского склона. [48] Подобно темным полосам на склонах, водные пути представляют собой узкие сублинейные образования, вытянутые в направлении вниз по склону. Обычно они немного затемнены по отношению к окружающей среде и практически не имеют заметного рельефа. В условиях пикового стока они выглядят как влажные, затемненные участки почвы, обычно шириной менее 60 м и длиной несколько сотен метров. [11] Темное изменение цвета поверхности исчезает в следах замерзшей воды зимой, делая их практически незаметными. [48]

[ редактировать ]

На изображениях ниже показаны темные полосы и связанные с ними особенности. Чтобы увидеть особенности, описанные в подписи и тексте, возможно, потребуется увеличить изображение, щелкнув по нему.

  • А. Темные полосы на склоне — это крошечные линейные элементы альбедо вдоль юго-восточной стенки кратера. Сравните с гораздо более крупным элементом альбедо, связанным с ветром (овальное пятно в центре верхней части изображения). Это изображение THEMIS VIS с космического корабля Mars Odyssey. Ширина около 25 км. Север находится наверху.
    А. Темные полосы на склоне — это крошечные линейные элементы альбедо вдоль юго-восточной стенки кратера. Сравните с гораздо более крупным элементом альбедо, связанным с ветром (овальное пятно в центре верхней части изображения). Это изображение THEMIS VIS с космического корабля Mars Odyssey . Ширина около 25 км. Север находится наверху.
  • B. Эта темная полоса на склоне могла быть вызвана ветром от пыльного вихря. На вершине полосы склона виден тонкий след пыльного смерча. Это изображение HiRISE, полученное с Марсианского разведывательного орбитального аппарата (MRO), имеет диаметр 1,8 км и основано на данных Schorghofer et al., 2007, стр. 136, рис. 5.
    B. Эта темная полоса на склоне могла быть вызвана ветром от пыльного вихря. На вершине полосы склона виден тонкий след пыльного смерча. Это полученное с Марсианского разведывательного орбитального аппарата (MRO), изображение HiRISE, имеет диаметр 1,8 км и основано на данных Schorghofer et al., 2007, стр. 136, рис. 5.
  • C. Темные полосы в четырехугольнике Диакрии, вид с помощью камеры Mars Orbiter Camera (MOC) на Mars Global Surveyor (MGS).
    C. Темные полосы в четырехугольнике Диакрии , вид с помощью камеры Mars Orbiter (MOC) на Mars Global Surveyor (MGS).
  • D. Темные полосы на склоне в районе Флегры Дорса, вид с MOC. Полоса около центра изображения обогнула небольшой холм. Размер изображения составляет около 3 км (1,9 мили) в поперечнике.
    D. Темные полосы на склоне в районе Флегры Дорса, вид с MOC . Полоса около центра изображения обогнула небольшой холм. Размер изображения составляет около 3 км (1,9 мили) в поперечнике.
  • E. Плетеная (анастомозирующая) наклонная полоса в области Lycus Sulci, вид с помощью MOC. Морфология напоминает особенности, образующиеся в псевдоожиженном потоке. Размер изображения составляет около 3 км (1,9 мили) в поперечнике.
    E. Плетеная (анастомозирующая) наклонная полоса в области Lycus Sulci, вид с помощью MOC . Морфология напоминает особенности, образующиеся в псевдоожиженном потоке. Размер изображения составляет около 3 км (1,9 мили) в поперечнике.
  • F. Как темные, так и яркие полосы склона встречаются вместе на стене этого ударного кратера на Земле Аравия, как видно с помощью MOC. Фотометрический анализ показывает, что яркость полос является естественной, а не обусловлена ​​условиями освещения или геометрией обзора.[1]
    F. Как темные, так и яркие полосы склона встречаются вместе на стене этого ударного кратера в Аравийской Терре, как видно с помощью MOC . Фотометрический анализ показывает, что яркость полос является естественной, а не обусловлена ​​условиями освещения или геометрией просмотра. [1]
  • G. Неглубокие лавинные шрамы, связанные с темной полосой на склоне. Полоса на склоне имеет такую ​​же острую вершину и треугольно-граненую морфологию, что и шрамы, что позволяет предположить, что оба типа особенностей имеют одинаковое происхождение. Изображение взято с сайта HiRISE.
    G. Неглубокие лавинные шрамы, связанные с темной полосой на склоне. Полоса на склоне имеет такую ​​же острую вершину и треугольно-граненую морфологию, что и шрамы, что позволяет предположить, что оба типа особенностей имеют одинаковое происхождение. Изображение взято с сайта HiRISE .
  • H. Повторяющиеся линии наклона, вид с помощью HiRISE.
    H. Повторяющиеся линии наклона, как видно с помощью HiRISE .
  • I. Сезонные темные потоки, «Повторяющаяся наклонная линия» (RSL), на склонах Марса (2 ноября 2007 г.).[43]
    I. Сезонные темные потоки, «Повторяющаяся наклонная линия» (RSL), на склонах Марса (2 ноября 2007 г.). [43]
  • Темные полосы склона возле вершины кратера на постаменте, снимок HiRISE в рамках программы HiWish.
    Темные полосы склона возле вершины кратера на постаменте, снимок HiRISE в рамках программы HiWish .
  • Темные полосы и слои на склоне возле кратера на постаменте, вид HiRISE в рамках программы HiWish.
    Темные полосы и слои на склоне возле кратера на постаменте, вид HiRISE в рамках программы HiWish.
  • Молодые и старые темные полосы, как видно HiRISE в программе HiWish. Местоположение — четырехугольник Диакрии.
    Молодые и старые темные полосы, как видно с помощью HiRISE в программе HiWish . Местоположение — четырехугольник Диакрии .
  • Темные полосы на склоне, как видно с помощью HiRISE в рамках программы HiWish. Стрелки показывают, как валуны повлияли на форму полос.
    Темные полосы на склоне, как видно с помощью HiRISE в рамках программы HiWish. Стрелки показывают, как валуны повлияли на форму полос.
  • Темные полосы на склоне, как видно с помощью HiRISE в рамках программы HiWish. Стрелки показывают, как валуны повлияли на форму полос.
    Темные полосы на склоне, как видно с помощью HiRISE в рамках программы HiWish. Стрелки показывают, как валуны повлияли на форму полос.
  • Широкий вид на горные массивы с темными полосами на склонах, снимок HiRISE в рамках программы HiWish.
    Широкий вид на горные массивы с темными полосами на склонах, снимок HiRISE в рамках программы HiWish.
  • Большая группа темных полос на склоне вдоль стены горы, вид HIRISE.
    Большая группа темных полос на склоне вдоль стены горы, вид HIRISE.
  • Крупный план конца темных полос на склоне, снимок HiRISE.
    Крупный план конца темных полос на склоне, снимок HiRISE.
  • Темные полосы склона вдоль стены горы, как видно с помощью HIRISE. Размер изображения составляет около 1 км в поперечнике.
    Темные полосы склона вдоль стены горы, как видно с помощью HIRISE. Размер изображения составляет около 1 км в поперечнике.
  • Крупный план конца темных полос на склоне, снимок HiRISE.
    Крупный план конца темных полос на склоне, снимок HiRISE.
  • Анимация, показывающая изменения полос на склонах хребтов в пределах Ореола горы Олимп. Изменения произошли за 6 лет. Снимок был назван HiRISE картинкой дня 13 января 2024 года.
    Анимация, показывающая изменения полос на склонах хребтов в пределах Ореола горы Олимп. Изменения произошли за 6 лет. Снимок был назван HiRISE картинкой дня 13 января 2024 года.

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к л Салливан Р. и др. (2001). Полосы массового движения на склоне, снятые камерой орбитального аппарата Марса. Дж. Геофиз. Рез., 106 (E10), 23 607–23 633.
  2. ^ Перейти обратно: а б с д Чуанг, ФК; Бейер, РА; Бриджес, Северная Каролина (2010). Модификация полос марсианского склона эоловыми процессами. Икар, 205 154–164.
  3. ^ Перейти обратно: а б Шоргофер, Н.; Ааронсон, О.; Хативала, С. (2002). Наклонные полосы на Марсе: корреляция со свойствами поверхности и потенциальная роль воды. Геофиз. Рез. Письма, 29 (23), 2126, два : 10.1029/2002GL015889 .
  4. ^ Моррис, ЕС (1982). Ореоловые отложения марсианского вулкана Олимп Монс. Дж. Геофиз. Рез., 87 (Б2), 1164–1178.
  5. ^ Перейти обратно: а б с д Фергюсон, HM; Лукчитта, БК (1984). Темные полосы на осыпных склонах Марса в отчетах Программы планетарной геологии, 1983 г., Технологический институт НАСА. Памятка., TM-86246, стр. 188–190. https://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/19840015363_1984015363.pdf .
  6. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г Чуанг, ФК и др. (2007). Наблюдения HiRISE за наклонными полосами на Марсе. Геофиз. Рез. Лет., 34 Л20204, дои : 10.1029/2007GL031111 .
  7. ^ Салливан, Р.; Даубар, И.; Фентон, Л.; Малин, М.; Веверка, Дж. (1999). Соображения массового движения для темных полос на склоне, полученных камерой орбитального аппарата Марса. 30-я конференция по наукам о Луне и планетах, тезисы № 1809. http://www.lpi.usra.edu/meetings/LPSC99/pdf/1809.pdf .
  8. ^ Барлоу, 2008, с. 141.
  9. ^ Перейти обратно: а б «Читать, публиковать, просматривать» . АГУ . Проверено 30 сентября 2022 г.
  10. ^ Вебстер, Гай; Браун, Дуэйн (10 декабря 2013 г.). «Космический корабль НАСА на Марсе обнаружил более динамичную Красную планету» . НАСА . Проверено 10 декабря 2013 г.
  11. ^ Перейти обратно: а б с Креславский, М.А.; Хед, JW (2009). Наклонные полосы на Марсе: новый «мокрый» механизм. Икар, 201 517–527.
  12. ^ Перейти обратно: а б с д и Ааронсон, О.; Шоргофер, Н.; Герстелл, МФ (2003). Формирование склоновых полос и скорость осаждения пыли на Марсе. Дж. Геофиз. Рез., 108 (Е12), 5138, дои : 10.1029/2003JE002123 .
  13. ^ Дандас, К. 2018. НАБЛЮДЕНИЯ НОВЫХ ПОЛОС НА МАРИАНСКОМ СКЛОНЕ В ХАЙРИСЕ. 49-я конференция по наукам о Луне и планетах, 2018 г. (вклад LPI № 2083). 2026.pdf
  14. ^ Джуниор, К. и Т. Стэтелла. 2023. Мониторинг полос марсианского склона на северо-востоке Lysus sulci. Икар. 406:115737.
  15. ^ Бхардвадж, А. и др. 2018. Являются ли полосы наклона индикатором водных процессов глобального масштаба на современном Марсе? Обзоры геофизики: Том 57, Выпуск 1 с. 48-77
  16. ^ Перейти обратно: а б с д Барату Д. и др. (2006). Роль переносимой ветром пыли в активности полос на склонах: данные HRSC. Икар, 183 30–45.
  17. ^ Барлоу, 2008, с. 73.
  18. ^ Хартманн, 2003, стр. 36–41.
  19. ^ Перейти обратно: а б с Шоргхофер, Ааронсон, О.; Герстелл, МФ; Тацуми, Л. (2007). Три десятилетия активности полос склонов на Марсе. Икар, 191 132–140, дои : 10.1016/j.icarus.2007.04.026 .
  20. ^ Перейти обратно: а б Малин, MC; Эджетт, Канзас (2001). Камера Mars Global Surveyor Mars Orbiter: Межпланетный круиз в рамках основной миссии. Дж. Геофиз. Рез., 106 (E10), 23 429–23 570.
  21. ^ Перейти обратно: а б Уильямс, С.Х. (1991). Темные полосы осыпей на Марсе похожи на Эоловые темные полосы. 22-я конференция по наукам о Луне и планетах, тезисы № 1750. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1991/pdf/1750.pdf .
  22. ^ «Страница каталога для PIA22240» . photojournal.jpl.nasa.gov . Проверено 2 апреля 2018 г.
  23. ^ Филлипс, CB ; Берр, DM; Бейер, Р.А. (2007). Массовое движение внутри наклонной полосы на Марсе, Geophys. Рез. Лет., 34 Л21202, дои : 10.1029/2007GL031577 .
  24. ^ «Страница каталога для PIA09030» . photojournal.jpl.nasa.gov . Проверено 30 сентября 2022 г.
  25. ^ Путциг, Н. Э. и др. (2005). Глобальная тепловая инерция и свойства поверхности Марса по данным картографической миссии MGS. Икар, 173 325–341.
  26. ^ Небеса, Н. и др. 2017. РАСПРОСТРАНЕННЫЕ НИЗКОШИРОТНЫЕ СУТОЧНЫЕ СО2-МОРОЗЫ НА МАРСЕ. Лунная и планетарная наука XLVIII (2017). 1485pdf.
  27. ^ Трейман, АХ; Луж, МЮ (2004). Полосы и овраги на марсианском склоне: происхождение сухих гранулированных потоков. 35-я конференция по наукам о Луне и планетах, тезисы № 1323. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2004/pdf/1323.pdf .
  28. ^ См. Феррис и др. (2002) для обсуждения.
  29. ^ Джарет, SJ; Клеви, младший (2007). Распределение темных полос на склонах внутри и вокруг ударного бассейна Скиапарелли на Марсе. 38-я конференция по наукам о Луне и планетах, реферат № 1973. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/1973.pdf .
  30. ^ Альбин, EF; Кинг, Джей Ди (2001a). Полосы темного склона и связанные с ними слоистые отложения на юго-западном дне ударного бассейна Кассини, Марс. 32-я конференция по наукам о Луне и планетах, тезисы № 1380. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1380.pdf .
  31. ^ Альбин, EF; Кинг, JD (2001b). Происхождение темных полос на склонах в ударном бассейне Скиапарелли, Марс. 32-я конференция по лунным и планетным наукам, тезисы № 1395. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1395.pdf .
  32. ^ «Вызванная ударом пылевая лавина на Марсе» (PDF) . Научный эксперимент по визуализации высокого разрешения . Университет Аризоны. 2010.
  33. ^ «Бах и свист! (ESP_054066_1920)» . ПриветРИС .
  34. ^ Кайлан Дж. Берли, Генри Дж. Мелош, Ливио Л. Торнабене, Борис Иванов, Альфред С. МакИвен, Ингрид Дж. Даубар. Ударная волна воздуха вызывает пылевые лавины на Марсе» Икар 2012; 217 (1) 194 дои : 10.1016/j.icarus.2011.10.026
  35. ^ «Отчет о Красной планете: что нового на Марсе» . redplanet.asu.edu . Проверено 2 апреля 2018 г.
  36. ^ «Ударные волны метеорита вызывают пылевые лавины на Марсе» . физ.орг . Проверено 2 апреля 2018 г.
  37. ^ Хейер, Т.; Раак, Дж.; Хизингер, Х.; Яуманн, Р. (2020). «Пылевой смерч вызывает появление полос на склоне Марса» . Икар . 351 . 113951. Бибкод : 2020Icar..35113951H . дои : 10.1016/j.icarus.2020.113951 . S2CID   225612830 .
  38. ^ Лукас, А. и др. 2024. Марсетрясение S1222a. Икар. Том 411. 115942
  39. ^ Эджетт, Канзас; Малин, MC; Салливан, Р.Дж.; Томас, П.; Веверка, Дж. (2000). Динамический Марс: новые полосы темного склона, наблюдаемые в годовом и десятилетнем масштабе времени. 31-я конференция по наукам о Луне и планетах, тезисы № 1058. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/1058.pdf .
  40. ^ Бергонио, Дж., К. Роттас и Н. Шоргофер. 2013. Свойства марсианских популяций склонов. Икар: 225, 194–199.
  41. ^ Герстелл, МФ; Ааронсон, О; Шоргофер, Н. (2004). Особый класс лавинных шрамов на Марсе. Икар, 168 122–130.
  42. ^ Перейти обратно: а б с МакИвен, Альфред С.; Оджа, Лухендра; Дандас, Колин М.; Мэттсон, Сара С.; Бирн, Шейн; Рэй, Джеймс Дж.; Калл, Селби К.; Мурчи, Скотт Л.; Томас, Николас; Гулик, Вирджиния К. (5 августа 2011 г.). «Сезонные потоки на теплых марсианских склонах» . Наука . 333 (6043): 740–743. Бибкод : 2011Sci...333..740M . дои : 10.1126/science.1204816 . ISSN   0036-8075 . ПМИД   21817049 . S2CID   10460581 .
  43. ^ Перейти обратно: а б Манн, Адам (18 февраля 2014 г.). «Странные темные полосы на Марсе становятся все более загадочными» . Проводной . Проверено 18 февраля 2014 г.
  44. ^ Чанг, Кеннет (4 августа 2011 г.). «Ученые обнаружили признаки того, что на Марсе течет вода» . Нью-Йорк Таймс . ISSN   0362-4331 . Проверено 30 сентября 2022 г.
  45. ^ «HiRISE | Наука в движении: сезонные потоки на теплых марсианских склонах» . hirise.lpl.arizona.edu . Проверено 30 сентября 2022 г.
  46. ^ МакИвен, А. Оджа Л.; Дандас К.; Мэттсон, С.; Бирн С.; Рэй Дж.; Калл С.; Мурчи С. (2011). Переходные линии наклона: свидетельства летних соленых потоков на Марсе? 42-я конференция по наукам о Луне и планетах, тезисы № 2314. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/2314.pdf .
  47. ^ Шоргофер, Н.; Кинг, CM (2011). Спорадическое образование склоновых полос на Марсе. Икар, 216 (1), 159–168.
  48. ^ Перейти обратно: а б Леви, Дж. С.; Фонтан, АГ (2011). «Водные следы» в сухих долинах Мак-Мердо, Антарктида: гидрологическая система на основе вечной мерзлоты, поддерживающая сложные биологические и геохимические процессы в среде, аналогичной марсианской. 42-я конференция по наукам о Луне и планетах, тезисы № 1210. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/1210.pdf .

Дальнейшее чтение

[ редактировать ]
  • Барлоу, Н.Г. (2008). Марс: введение в его внутреннюю часть, поверхность и атмосферу; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, ISBN   978-0-521-85226-5 .
  • Хартманн, Уильям, К. (2003). Путеводитель по Марсу: загадочные пейзажи Красной планеты; Рабочий: Нью-Йорк, ISBN   0-7611-2606-6 .
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Dark_slope_streak&oldid=1227787914"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 48a49b18edc743d87c5e7ce81b4000b0__1717779660
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/48/b0/48a49b18edc743d87c5e7ce81b4000b0.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Dark slope streak - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)