Аркадия четырехугольник
 Карта четырехугольника Аркадии по данным лазерного альтиметра марсианского орбитального аппарата (MOLA). Самые высокие точки обозначены красным, самые низкие — синим. | |
| Координаты | 47 ° 30' с.ш., 90 ° 00' з.д. / 47,5 ° с.ш., 90 ° з.д. |
|---|---|
— Четырехугольник Аркадии одна из серии из 30 четырехугольных карт Марса , используемых Программой Геологической службы США (USGS) астрогеологических исследований . Четырехугольник . расположен в северо-центральной части западного полушария Марса и охватывает от 240° до 300° восточной долготы (от 60° до 120° западной долготы) и от 30° до 65° северной широты В четырехугольнике используется равноугольная коническая проекция Ламберта в номинальном масштабе 1:5 000 000 (1:5M). Четырехугольник Аркадия также называют MC-3 (Марсианская карта-3). [1] Название происходит от горного региона на юге Греции. Он был принят МАС в 1958 году. [2]
Южная и северная границы Аркадийского четырехугольника имеют ширину примерно 3065 км и 1500 км соответственно. Расстояние с севера на юг составляет около 2050 км (чуть меньше длины Гренландии). [3] Четырехугольник занимает приблизительную площадь 4,9 миллиона квадратных километров, или чуть более 3% площади поверхности Марса. [4] Регион под названием Темпе Терра находится в четырехугольнике Аркадии.
Некоторые особенности, обнаруженные в этом четырехугольнике, представляют интерес, особенно овраги, которые, как полагают, образовались в результате относительно недавних потоков жидкой воды. Темные полосы на склонах и следы пыли могут иметь поразительный вид.
Происхождение имени
[ редактировать ]Аркадия — это название телескопической особенности альбедо, расположенной на Марсе на 45 ° северной широты (северной широты) и 260 ° восточной долготы (восточной долготы). Объект был назван в честь горного региона на юге Греции. [5] Название было одобрено Международным астрономическим союзом (МАС) в 1958 году. [6]
Физиография и геология
[ редактировать ]В четырехугольнике расположены Альба Патера , крупнейший вулкан (по площади и объему) в Солнечной системе , Мареотис Фосса и Темпе, а также Темпе Терра , сильно раздробленный блок древней коры размером с Аляску.
канавы
[ редактировать ]Большие впадины (длинные узкие впадины) на географическом языке Марса называются ямками. Этот термин произошел от латинского существительного 1-го склонения; следовательно, fossa стоит в единственном числе, а fossae — во множественном числе. [7] Эти впадины образуются, когда корка растягивается до разрыва. Растяжение может произойти из-за большого веса близлежащего вулкана. Ямки/кратеры часто встречаются вблизи вулканов в системе вулканов Тарсис и Элизиум. [8] Впадина часто имеет два разлома, средняя часть которых движется вниз, оставляя по бокам крутые обрывы; такой желоб называется грабеном. [9] Озеро Джордж на севере штата Нью-Йорк — это озеро, расположенное в грабене. Ямные кратеры часто связаны с грабенами. Ямные кратеры не имеют кромок или выбросов вокруг них, как ударные кратеры. Исследования показали, что на Марсе разлом может достигать глубины 5 км, то есть разлом в породе опускается до 5 км. Более того, трещина или разлом иногда расширяются или расширяются. Это расширение приводит к образованию пустот относительно большого объема. Когда поверхностный материал соскальзывает в пустоту, образуется кратер или цепочка кратеров. На Марсе отдельные кратеры-ямы могут объединяться в цепочки или даже впадины, иногда имеющие зубчатую форму. [10] Были предложены и другие идеи образования ямок и кратеров. Есть данные, что они связаны с дайками магмы. Магма может двигаться под поверхностью, разрушая скалу и, что более важно, растапливая лед. В результате на поверхности образуется трещина. Ямные кратеры не распространены на Земле. Воронки , где земля проваливается в яму (иногда посреди города), напоминают кратеры на Марсе. На Земле эти дыры возникают в результате растворения известняка , в результате чего образуется пустота. [10] [11] [12]
Знание местоположения и механизмов образования ям, кратеров и ямок важно для будущей колонизации Марса, поскольку они могут быть резервуарами воды. [13] Много грабенов встречается в четырехугольнике Аркадия. На рисунках ниже показаны примеры грабенов в Аркадии.
Грабен возле Альба Патера , вид со спутника THEMIS . Грабен и катены, особенности обрушения, оба вызваны разломами . Когда земная кора растягивается, образуются разломы, и материал попадает в пустоты, образовавшиеся в результате растяжения. Ураниус Толус (верхний) и Церауниус Толус (крупнейшие) Вулканы видны в широком контексте ниже и справа от Альба Патера .
Силы разных направлений привели к образованию этого комплекса грабенов . Фотография сделана THEMIS.
Регион Мареотис Фоссе , вид HiRISE
Извилистый канал Tempe Fossae , вид HiRISE
Прямой желоб представляет собой ямку, которую можно отнести к грабену. Изогнутые каналы могли выносить лаву/воду из ямки. Фотография сделана с помощью HiRISE в рамках программы HiWish .
Корыто с темными полосами на склоне , вид HiRISE в программе HiWish.
Линия ям, вид HiRISE в рамках программы HiWish. Кажется, что ямки начинаются с ряда ямок.
Ямы в неглубокой корыте, вид HiRISE в рамках программы HiWish.
Впадины (ямки), вид HiRISE в рамках программы HiWish.
Впадины (Fossae), вид HiRISE в программе HiWish. Судя по всему, Троу отрезал часть кратера.
Каналы, исходящие из корыта, как видно HiRISE в программе HiWish
Корыта с темными откосами на стенке и поперечными эоловыми гребнями на дне. Цветная полоса в центре имеет поперечник около 1 км.
Следы пыльного дьявола
[ редактировать ]Многие области Марса, включая четырехугольник Аркадии, подвергаются прохождению гигантских пылевых вихрей . Тонкий слой мелкой яркой пыли покрывает большую часть поверхности Марса. Когда пыльный дьявол проходит, он сдувает покрытие и обнажает темную поверхность. Пылевых дьяволов видели с земли и с орбиты. Они сдули пыль с солнечных панелей двух марсоходов на Марсе, тем самым значительно продлив им жизнь. [14] Роверы-близнецы были рассчитаны на три месяца, но вместо этого они прослужили более шести лет. О первом марсоходе Spirit в последний раз слышали в марте 2010 года. «Оппортьюнити» продолжал исследовать Марс более 14 лет, а его миссия завершилась в августе 2018 года. Было показано, что рисунок следов меняется каждые несколько месяцев. [15] На изображении ниже, полученном HiRISE, показаны следы пылевого смерча в форме крестиков. Чтобы увеличить изображение, можно щелкнуть мышью и четко рассмотреть следы.
Танталовая ямка , вид HiRISE. Нажмите на изображение, чтобы увидеть следы пыльного дьявола .
Темные полосы на склоне
[ редактировать ]Во многих местах Марса на крутых склонах, похожих на стены кратеров, видны темные полосы . Кажется, что самые молодые полосы темные; затем с возрастом они становятся светлее. Часто они начинаются с небольшого узкого пятна, затем расширяются и тянутся вниз на сотни метров. Было замечено, что они объезжают препятствия, например валуны. [16] Для объяснения полос было выдвинуто несколько идей. Некоторые связаны с водой или даже с ростом организмов. [17] [18] [19] [20] Принято считать, что они представляют собой лавины пыли. Полосы появляются на участках, покрытых пылью. Когда тонкий слой пыли удален, подстилающая поверхность становится темной. Большая часть поверхности Марса покрыта пылью. Мелкая пыль оседает из атмосферы, покрывая все вокруг. Об этой пыли известно многое, поскольку солнечные панели марсоходов покрываются пылью, что снижает потребление электроэнергии. Мощность марсоходов неоднократно восстанавливалась ветром в виде пылевых вихрей, очистки панелей и повышения мощности. [21] Часты пыльные бури, особенно когда в южном полушарии начинается весенний сезон. В это время Марс находится на 40% ближе к Солнцу. Орбита Марса гораздо более эллиптическая, чем у Земли. Разница между самой дальней точкой от Солнца и самой близкой к Солнцу точкой очень велика для Марса и лишь незначительна для Земли. Кроме того, каждые несколько лет всю планету охватывает глобальная пыльная буря. Когда прибыл корабль НАСА «Маринер-9» , сквозь пыльную бурю ничего не было видно. [22] [23] [ нужна страница ] С тех пор наблюдались и другие глобальные пыльные бури.
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. [24] [25] Темные полосы можно увидеть на изображении Tractus Catena ниже, сделанном HiRISE .
Tractus Catena , вид HiRISE. Длина масштабной линейки составляет 1000 метров. Нажмите на изображение, чтобы лучше рассмотреть темные полосы на склоне .
Корыто с темными полосами на склоне, вид HiRISE в программе HiWish.
Темные полосы на склоне, вид HiRISE в программе HiWish.
Темные полосы на склоне кратера, вид HiRISE в рамках программы HiWish.
Широкий вид на темные полосы на склоне стены желоба.
Крупным планом вид темных полос на склоне на стенке желоба, как видно с помощью HiRISE в программе HiWish. Размер изображения составляет около 1 км в поперечнике.
Марсианские овраги
[ редактировать ]В четырехугольнике Аркадия расположены овраги, которые, возможно, образовались из-за недавнего протока воды. Овраги встречаются на крутых склонах, особенно на стенках кратеров. Считается, что овраги относительно молоды, поскольку на них мало кратеров или вообще они вообще есть. Более того, они лежат на вершинах песчаных дюн, 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 всех направлениях. [26] другие обнаружили, что большее количество оврагов находится на склонах, обращенных к полюсу, особенно от 30 до 44 ю.ш. [27]
Хотя для их объяснения было выдвинуто множество идей, [28] самые популярные включают жидкую воду, поступающую из водоносного горизонта , в результате таяния у подножия старых ледников или в результате таяния льда в земле, когда климат был более теплым. [29] [30] Поскольку в их формировании могла участвовать жидкая вода, а также то, что они могли быть очень молодыми, некоторые ученые обращаются к оврагам в поисках признаков прошлой жизни.
Есть доказательства для всех трех теорий. Большинство вершин 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. [29] Одна из вариаций этой модели заключается в том, что поднимающаяся горячая магма могла растопить лед в земле и вызвать движение воды в водоносных горизонтах. 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 его можно было бы назвать непроницаемым). Поскольку вода в водоносном горизонте не может опускаться вниз, единственное направление, в котором может течь захваченная вода, — это горизонтальное. В конце концов, вода может вылиться на поверхность, когда водоносный горизонт достигнет разрыва, напоминающего стену кратера. Возникающий поток воды может разрушить стену и образовать овраги. [31] Водоносные горизонты довольно распространены на Земле. Хорошим примером является «Плачущая скала» в национальном парке Зайон, штат Юта . [32]
Что касается следующей теории, большая часть поверхности Марса покрыта толстой гладкой мантией, которая, как полагают, представляет собой смесь льда и пыли. [33] [34] [35] Эта богатая льдом мантия толщиной в несколько ярдов выравнивает землю, но местами имеет неровную текстуру, напоминающую поверхность баскетбольного мяча. Мантия может быть похожа на ледник, и при определенных условиях лед, смешанный с мантией, может таять, стекать по склонам и образовывать овраги. [36] [37] Поскольку на этой мантии мало кратеров, мантия относительно молода. Превосходный вид этой мантии показан ниже на снимке края кратера Птолемея, сделанном HiRISE . [38] Богатая льдом мантия может быть результатом изменений климата. [39] 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 полярные льды и попадает в атмосферу. Вода возвращается на землю в более низких широтах в виде отложений инея или снега, щедро смешанных с пылью. Атмосфера Марса содержит большое количество мелких частиц пыли. Водяной пар будет конденсироваться на частицах, а затем падать на землю за счет дополнительного веса водного покрытия. Когда Марс находится в наибольшем наклоне или наклоне, до 2 см льда может быть удалено из летней ледяной шапки и отложено в средних широтах. Это движение воды могло длиться несколько тысяч лет и создать слой снега толщиной примерно до 10 метров. [40] [41] Когда лед в верхней части мантийного слоя возвращается в атмосферу, он оставляет после себя пыль, изолирующую оставшийся лед. [42] Измерения высот и уклонов оврагов подтверждают идею о том, что снежные покровы или ледники связаны с оврагами. Более крутые склоны имеют больше тени, что позволяет сохранить снег. [27] На более высоких высотах гораздо меньше оврагов, потому что лед имеет тенденцию больше сублимироваться в разреженном воздухе на большей высоте. [43]
Третья теория вполне возможна, поскольку изменений климата может быть достаточно, чтобы позволить льду в земле просто растаять и, таким образом, образовать овраги. В более теплом климате первые несколько метров земли могут оттаять и образовать «потоки мусора», подобные тем, что наблюдаются на восточном побережье Гренландии. [44] Поскольку овраги возникают на крутых склонах, для начала потока необходимо лишь небольшое уменьшение прочности частиц почвы на сдвиг. Небольшого количества жидкой воды из растаявшего грунтового льда может быть достаточно. [45] [46] Расчеты показывают, что треть миллиметра стока может производиться каждый день в течение 50 дней каждого марсианского года, даже в нынешних условиях. [47]
На этом изображении HiRISE, сделанном в рамках программы HiWish, видны разнообразные овраги, берущие начало на разных уровнях .
На этом увеличенном фрагменте предыдущего изображения показаны террасы вдоль канала оврага. Террасы были созданы, когда новый канал прорезал старую поверхность. Это означает, что оврага не было ни в одном случае. В этом месте вода, должно быть, текла не один раз.
Овраги в кратере. Некоторые кажутся молодыми, другие хорошо развиты. Фотография сделана HiRISE в рамках программы HiWish.
Овраги на холме, вид HiRISE в программе HiWish.
Относительно молодой кратер с возможными оврагами, вид HiRISE в рамках программы HiWish.
Овраги вдоль стены горы, вид HiRISE в рамках программы HiWish.
Овраги вдоль стены горы в Северной Темпе-Терре , вид HiRISE в рамках программы HiWish.
Крупным планом вид на овраг, сделанный HiRISE в программе HiWish. Обратите внимание, что это увеличение предыдущего изображения.
Крупным планом вид на нишу оврага, вид HiRISE в программе HiWish. Обратите внимание, что это увеличение предыдущего изображения.
Овраги на стене горы, вид HiRISE в рамках программы HiWish
Широкий вид на овраги, снятый HiRISE в рамках программы HiWish.
Крупный план оврагов, снятый HiRISE в рамках программы HiWish.
Крупным планом вид на ниши оврагов, как видно с помощью HiRISE в программе HiWish. Полигоны видны.
Крупный план оврагов, снятый HiRISE в программе HiWish. Обтекаемые черты видны в овражных каналах.
Мантия, зависящая от широты
[ редактировать ]Большая часть поверхности Марса покрыта толстой гладкой мантией, которая, как полагают, представляет собой смесь льда и пыли. Эта богатая льдом мантия толщиной в несколько ярдов делает поверхность очень гладкой. Поскольку на этой мантии мало кратеров, мантия относительно молода.
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 полярные льды и попадает в атмосферу. Вода возвращается на землю в более низких широтах в виде отложений инея или снега, щедро перемешанных с пылью. Атмосфера Марса содержит большое количество мелких частиц пыли. Водяной пар конденсируется на частицах, а затем они падают на землю за счет дополнительного веса водного покрытия. Когда лед в верхней части мантийного слоя возвращается в атмосферу, он оставляет после себя пыль, которая изолирует оставшийся лед. [48]
Широкий вид поверхности с пятнами, показывающими мантию, вид HiRISE в программе HiWish.
Крупным планом вид мантии, сделанный HiRISE в рамках программы HiWish.
Крупным планом вид мантии, сделанный HiRISE в рамках программы HiWish.
Широкий вид поверхности с пятнами, показывающими мантию, вид HiRISE в программе HiWish.
Крупный план мантии, сделанный HiRISE в программе HiWish.
Крупный план мантии, сделанный HiRISE в программе HiWish.
Широкий вид кратера со слоями и местами мантией, снимок HiRISE в рамках программы HiWish.
Крупный план мантии, сделанный HiRISE в программе HiWish.
Крупный план мантии, сделанный HiRISE в программе HiWish.
Мантия и слои мантии, вид HiRISE в программе HiWish. В левой части изображения слои мантии, по-видимому, образовали падающие слои.
Ледниковые особенности
[ редактировать ]Считается, что ледники , которые в общих чертах определяются как участки текущего или недавно текущего льда, присутствуют на больших, но ограниченных участках современной поверхности Марса, и предполагается, что в прошлом они были распространены более широко. [49] [23] [ нужна страница ] Лопастные выпуклые элементы на поверхности, известные как элементы вязкого потока , и лопастные обломочные фартуки , которые демонстрируют характеристики неньютоновского потока , теперь почти единогласно считаются настоящими ледниками. [49] [50] [51] [52] [53] [54] [55] [56] [57]
Ледник, вид HiRISE в рамках программы HiWish
Вид на лопастной обломок вдоль склона. Лопастными обломочными фартуками принято считать ледники, покрытые слоем обломков. Изображение расположено в четырехугольнике Аркадии.
Эскер, взгляд HiRISE в рамках программы HiWish Эскер образуется, когда ручей протекает под ледником.
Лопастной фартук для мусора (LDA) вокруг насыпи, вид HiRISE в рамках программы HiWish.
Каналы
[ редактировать ]Во многих местах на Марсе есть каналы разного размера. Многие из этих каналов, вероятно, какое-то время несли воду. Климат Марса, возможно, в прошлом был таким, что вода текла по его поверхности. В течение некоторого времени было известно, что Марс претерпевает множество больших изменений в своем наклоне или наклоне, потому что двум его маленьким лунам не хватает гравитации, чтобы стабилизировать его, как Луна стабилизирует Землю; временами наклон Марса даже превышал 80 градусов. [58] [59]
Перепелкин , вид камеры CTX (на орбитальном аппарате Mars Reconnaissance Orbiter )
Каналы и мантия, вид камеры CTX (на Mars Reconnaissance Orbiter). Обнажаются каналы там, где исчезла мантия. В определенных климатических условиях мантия падает с неба. Примечание: это увеличенное изображение кратера Перепелкина.
Каналы, как их видит HiRISE в программе HiWish. Похоже, что ручей прорвался через холм.
Канал, каким его видит HiRISE в программе HiWish. Стрелка указывает на кратер, который, вероятно, был разрушен проточной водой.
Канал, пересекший впадину, вид HiRISE в программе HiWish.
Каналы, как их видит HiRISE в программе HiWish
Каналы, как их видит HiRISE в программе HiWish
Каналы, как их видит HiRISE в программе HiWish
Каналы, как их видит HiRISE в программе HiWish
Каналы, как их видит HiRISE в программе HiWish
Каналы глазами HiRISE в программе HiWish Канал местами то пропадает, то снова появляется. Вероятно, вода текла под землей.
Группа больших и малых каналов
Наклоненные слои
[ редактировать ]Наклонные слои вдоль склонов, особенно вдоль стенок кратеров, считаются остатками некогда широко распространенного материала, который в основном был размыт. [60]
Широкий вид склонов, содержащих наклонные слоистые элементы, как видно с помощью HiRISE в программе HiWish.
Крупный план склонов, содержащих наклонные слоистые элементы, как видно с помощью HiRISE в программе HiWish. Примечание: это увеличенное изображение по сравнению с предыдущим.
Крупный план склонов, содержащих наклонные слоистые элементы, как видно с помощью HiRISE в программе HiWish. Примечание: это увеличенное изображение по сравнению с предыдущим.
Линейные гребневые сети
[ редактировать ]Сети линейных гребней встречаются в различных местах на Марсе, внутри и вокруг кратеров. [61] Эти особенности также называются «сетчатыми гребнями», «ящиками» и «сетчатыми гребнями». [62] Гребни часто представляют собой в основном прямые сегменты, которые пересекаются в виде решетки. Их длина составляет сотни метров, высота – десятки метров, ширина – несколько метров. Считается, что удары создали трещины на поверхности, которые позже послужили каналами для жидкости. Жидкости цементировали конструкции. С течением времени окружающий материал был размыт, оставив после себя твердые гребни. [63]
Широкий вид на сеть хребтов, вид на HiRISE в рамках программы HiWish.
Крупный план хребтовых сетей, как его видит HiRISE в программе HiWish. Стрелка указывает на небольшой прямой гребень.
Крупный план малых и больших хребтов, как видно с помощью HiRISE в программе HiWish.
Крупный план малых и больших хребтов, как видно с помощью HiRISE в программе HiWish.
Хребты
Хребты
Хребты. Также виден канал с поперечными эоловыми гребнями на дне.
Близкий вид на хребты
Поперечные Эоловые хребты (ТАР)
[ редактировать ]Поперечные Эоловые хребты (ТАХ) распространены на Марсе в низких областях. Таким образом, они могут отмечать расположение каналов. Они похожи на песчаные дюны, но светлых тонов. Песчаные дюны на Марсе очень темные. Мы не совсем уверены в том, как они формируются.
Широкий вид на Поперечные Эоловые хребты (TAR) и хребты, как видно HiRISE через программу HiWish. Черная полоса связана с неисправностью оборудования.
Поперечные Эоловые хребты (TAR), как видно HiRISE через программу HiWish. TAR видны в низких местах.
Крупный план Поперечных Эоловых хребтов (TAR), как видно из HiRISE через программу HiWish.
Крупный план Поперечных Эоловых хребтов (TAR), как видно из HiRISE через программу HiWish.
Слои
[ редактировать ]Во многих местах Марса можно увидеть камни, расположенные слоями. Камень может образовывать слои разными способами. Вулканы, ветер или вода могут образовывать слои. [64] Подробное обсуждение слоев на многих марсианских примерах можно найти в «Осадочной геологии Марса». [65]
Слои, вид HiRISE в программе HiWish
Слои, как их видит HiRISE в программе HiWish. Местоположение — Темпе Терра .
Слои, как их видит HiRISE в программе HiWish. Местоположение — Темпе Терра . Примечание: это увеличение предыдущего изображения.
Широкий вид кратера со слоями вверху, снимок HiRISE в программе HiWish.
Цветное изображение слоев вблизи вершины кратера, вид HiRISE в программе HiWish.
Широкий обзор несушек в кормушке, как видно с помощью HiRISE в программе HiWish.
Крупный план слоев и валунов в стенке желоба, вид HiRISE в программе HiWish.
Цветное изображение слоев в корыте, вид HiRISE в программе HiWish.
Кратер с каналами и хребтами, вид HiRISE в программе HiWish.
Слои на стене кратера, вид HiRISE в программе HiWish.
Гребни на дне кратера, вид HiRISE в рамках программы HiWish.
Крупный план гребней на дне кратера, сделанный HiRISE в программе HiWish. Видно, что хребты распадаются на валуны.
Потоки лавы, вид HiRISE в рамках программы HiWish
Другие особенности
[ редактировать ]
Карта четырехугольника Аркадии с обозначением основных объектов. В этой области находится несколько крупных трещин, называемых Fossae.
Ударный кратер на северной окраине Альба-Патера, вид HiRISE. Масштабная линейка имеет длину 1 км.
Двойной кратер, вид HiRISE в рамках программы HiWish.
Enipeus Vallis , вид HiRISE. Длина масштабной линейки составляет 500 метров.
Артиния Катена , вид HiRISE. Длина масштабной линейки составляет 1000 метров.
Полости, образовавшиеся в результате эрозии на дне кратера, вид HiRISE в рамках программы HiWish.
Карта с указанием местоположения кратера Барабашова и других близлежащих кратеров.
MOLA и CTX-изображение кратера Барабашова
Широкий обзор кратеров, слоев, полос, впадин. Фотография сделана с помощью HiRISE в рамках программы HiWish.
Крупный план впадин, сделанный HiRISE в программе HiWish.
Кратер кольцевой формы. Кратеры кольцевой формы возникают в результате отскока слоя льда после удара об ударяющее тело.
Другие четырехугольники Марса
[ редактировать ]
Интерактивная карта Марса
[ редактировать ]
Интерактивная карта изображений глобальной топографии Марса . Наведите указатель мыши на изображение, чтобы увидеть названия более 60 известных географических объектов, и щелкните, чтобы создать ссылку на них. Цвет базовой карты указывает на относительные высоты , основанные на данных лазерного альтиметра Mars Orbiter, НАСА установленного на Mars Global Surveyor . Белый и коричневый цвета обозначают самые высокие высоты ( от +12 до +8 км ); за ними следуют розовые и красные ( от +8 до +3 км ); желтый – 0 км ; зеленый и синий — это более низкие высоты (до −8 км ). Оси — широта и долгота ; полярные регионы . Отмечаются См. также
[ редактировать ]Ссылки
[ редактировать ]- ^ Дэвис, Мэн; Бэтсон, РМ; Ву, ГНЦ «Геодезия и картография» в Киффере, Х.Х.; Якоски, Б.М.; Снайдер, CW; Мэтьюз, MS, ред. Марс. Издательство Университета Аризоны: Тусон, 1992.
- ^ «Планетарные имена» . Planetarynames.wr.usgs.gov . Проверено 26 июля 2024 г.
- ^ «NASA WorldWind» .
- ^ Аппроксимировано путем интегрирования широтных полос площадью R^2 (L1-L2)(cos(A)dA) от 30° до 65° широты; где R = 3889 км, A — широта, а углы выражены в радианах. См.: https://stackoverflow.com/questions/1340223/calculating-area-enclosed-by-roption-polygon-on-earths-surface .
- ^ Бланк, Дж. 1982. Марс и его спутники. Экспозиционная пресса. Смиттаун, Нью-Йорк
- ^ Справочник планетарной номенклатуры Геологической службы США. Марс. http://planetarynames.wr.usgs.gov/ .
- ^ «Марсианская художественная галерея. Номенклатура названий марсианских объектов» .
- ^ Скиннер, Дж., Л. Скиннер и Дж. Каргель. 2007. Переоценка шлифовки поверхности на основе гидровулканизма в регионе Галаксиас Фоссе на Марсе. Лунная и планетарная наука XXXVIII (2007)
- ^ «HiRISE | Кратеры и цепочки кратеров в Хрис-Планитии (PSP_008641_2105)» .
- ^ Jump up to: а б Уайрик Д., Д. Феррилл, Д. Симс и С. Колтон. 2003. Распространение, морфология и структурные ассоциации цепочек кратеров марсианской ямы. Лунная и планетарная наука XXXIV (2003)
- ^ http://www.swri.edu/4org/d20/DEMPS/planetgeo/planetmars.html [ постоянная мертвая ссылка ]
- ^ «Выпуск Mars Global Surveyor MOC2-620» .
- ^ Феррилл, Д., Д. Уайрик, А. Моррис, Д. Симс и Н. Франклин. 2004. Сдвиг растяжения и образование цепочки ям на Марсе 14:10:4-12.
- ^ «Марсоход для исследования Марса» .
- ^ «Освоение Марса: Особенности» . Архивировано из оригинала 28 октября 2011 г. Проверено 19 января 2012 г.
- ^ http://www.space.com/image_of_day_080730.html [ постоянная мертвая ссылка ]
- ^ «Архивная копия» . Архивировано из оригинала 21 февраля 2015 г. Проверено 28 марта 2011 г.
{{cite web}}: CS1 maint: архивная копия в заголовке ( ссылка ) - ^ http://www.space.com/scienceastronomy/streaks_mars_streaks_030328.html [ постоянная мертвая ссылка ]
- ^ http://www.space.com/scienceastronomy/mars_ [ постоянная мертвая ссылка ]
- ^ http://www.space.com/scienceastronomy/streaks_mars_021200.html [ мертвая ссылка ]
- ^ «Марсоход Spirit получает прирост энергии от более чистых солнечных панелей» . Наука Дейли . 19 февраля 2009 г. Проверено 1 июня 2017 г.
- ^ Мур, Патрик (2 июня 1990 г.). Атлас Солнечной системы . ISBN 0-517-00192-6 .
- ^ Jump up to: а б Хью Х. Киффер (1992). Марс . Издательство Университета Аризоны. ISBN 978-0-8165-1257-7 . Проверено 7 марта 2011 г.
- ^ Берли, Кайлан Дж.; Мелош, Генри Дж.; Торнабене, Ливио Л.; Иванов Борис; МакИвен, Альфред С.; Даубар, Ингрид Дж. (2012). «Ударная волна воздуха вызывает пылевые лавины на Марсе». Икар . 217 (1): 194. Бибкод : 2012Icar..217..194B . дои : 10.1016/j.icarus.2011.10.026 .
- ^ «Отчет о Красной планете | Что нового на Марсе» .
- ^ Эджетт, К.; и др. (2003). «Марсианские овраги в полярных и средних широтах: вид с MGS MOC после двух лет пребывания Марса на картографической орбите» (PDF) . Лунная планета. Наука . 34 . Аннотация 1038. Бибкод : 2003LPI....34.1038E .
- ^ Jump up to: а б Диксон, Дж; Хед, Дж; Креславский, М (2007). «Марсианские овраги в южных средних широтах Марса: доказательства климатически контролируемого образования молодых речных образований на основе местной и глобальной топографии» (PDF) . Икар . 188 (2): 315–323. Бибкод : 2007Icar..188..315D . дои : 10.1016/j.icarus.2006.11.020 . Архивировано из оригинала (PDF) 6 июля 2017 г. Проверено 13 марта 2012 г.
- ^ «PSRD: Овраги на Марсе» .
- ^ Jump up to: а б Хелдманн, Дж (2004). «Наблюдения за марсианскими оврагами и ограничения потенциальных механизмов формирования» . Икар . 168 (2): 285–304. Бибкод : 2004Icar..168..285H . дои : 10.1016/j.icarus.2003.11.024 .
- ^ Забудьте, Ф. и др. 2006. Планета Марс. История другого мира. Издательство Праксис. Чичестер, Великобритания.
- ^ «Марсианские овраги, вероятно, образованы подземными водоносными горизонтами» . Space.com . 12 ноября 2004 г.
- ^ Харрис, А. и Э. Таттл. 1990. Геология национальных парков. Кендалл/Хант Издательская компания. Дубьюк, Айова
- ^ Малин, Майкл С.; Эджетт, Кеннет С. (2001). «Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: Межпланетный круиз в рамках основной миссии» . Журнал геофизических исследований . 106 (Е10): 23429–23570. Бибкод : 2001JGR...10623429M . дои : 10.1029/2000JE001455 . S2CID 129376333 .
- ^ Мастард, JF ; Купер, компакт-диск; Рифкин, МК (2001). «Доказательства недавнего изменения климата на Марсе, полученные на основе обнаружения молодого приповерхностного подземного льда» (PDF) . Природа . 412 (6845): 411–4. Бибкод : 2001Natur.412..411M . дои : 10.1038/35086515 . ПМИД 11473309 . S2CID 4409161 . Архивировано из оригинала (PDF) 10 июня 2016 г. Проверено 13 марта 2012 г.
- ^ Карр, Майкл Х. (2001). «Наблюдения Mars Global Surveyor за неровной поверхностью Марса». Журнал геофизических исследований . 106 (Е10): 23571–23595. Бибкод : 2001JGR...10623571C . дои : 10.1029/2000JE001316 .
- ^ Новости NBC
- ^ Руководитель, JW; Маршан, ДР; Креславский, М.А. (2008). «С обложки: Образование оврагов на Марсе: связь с недавней историей климата и инсоляционной микросредой, предполагающей происхождение поверхностного потока воды» . Труды Национальной академии наук . 105 (36): 13258–63. Бибкод : 2008PNAS..10513258H . дои : 10.1073/pnas.0803760105 . ПМЦ 2734344 . ПМИД 18725636 .
- ^ Кристенсен, PR (2003). «Образование современных марсианских оврагов в результате таяния обширных богатых водой снежных отложений». Природа . 422 (6927): 45–8. Бибкод : 2003Natur.422...45C . дои : 10.1038/nature01436 . ПМИД 12594459 . S2CID 4385806 .
- ^ «Архивная копия» . Архивировано из оригинала 4 мая 2008 г. Проверено 13 марта 2012 г.
{{cite web}}: CS1 maint: архивная копия в заголовке ( ссылка ) - ^ Якоски, Брюс М.; Карр, Майкл Х. (1985). «Возможно выпадение льда на низких широтах Марса в периоды высокого наклона» . Природа . 315 (6020): 559–561. Бибкод : 1985Natur.315..559J . дои : 10.1038/315559a0 . S2CID 4312172 .
- ^ Якоски, Брюс М.; Хендерсон, Брэдли Г.; Меллон, Майкл Т. (1995). «Хаотическое наклонение и природа марсианского климата». Журнал геофизических исследований . 100 (Е1): 1579–1584. Бибкод : 1995JGR...100.1579J . дои : 10.1029/94JE02801 .
- ^ MLA НАСА/Лаборатория реактивного движения (18 декабря 2003 г.). «Марс может выйти из ледникового периода» . ScienceDaily . Проверено 19 февраля 2009 г.
- ^ Хехт, М. (2002). «Метастабильность жидкой воды на Марсе» (PDF) . Икар . 156 (2): 373–386. Бибкод : 2002Icar..156..373H . дои : 10.1006/icar.2001.6794 . [ постоянная мертвая ссылка ]
- ^ Пеулваст, JP (1988). «Вертикальные движения и генезис восточно-гренландского края в регионе Скорсби-Сунд». Physio Géo (на французском языке). 18 :87–105.
- ^ Костард, Ф.; и др. (2001). «Селевые потоки на Марсе: аналогия с земной перигляциальной средой и климатическими последствиями» (PDF) . Лунная и планетарная наука . XXXII : 1534. Бибкод : 2001LPI....32.1534C .
- ^ http://www.spaceref.com:16090/news/viewpr.html?pid=7124. [ постоянная мертвая ссылка ] ,
- ^ Клоу, Дж. (1987). «Получение жидкой воды на Марсе путем таяния пыльного снежного покрова». Икар . 72 (1): 93–127. Бибкод : 1987Icar...72...95C . дои : 10.1016/0019-1035(87)90123-0 .
- ^ MLA НАСА/Лаборатория реактивного движения (18 декабря 2003 г.). «Марс может выйти из ледникового периода» . ScienceDaily . Проверено 19 февраля 2009 г.
- ^ Jump up to: а б Серия «Поверхность Марса»: Кембриджская планетология (№ 6) ISBN 978-0-511-26688-1 Майкл Х. Карр, Геологическая служба США, Менло-Парк
- ^ Милликен, Р.Э.; Горчица, Дж. Ф.; Голдсби, Д.Л. (2003). «Характеристики вязкого течения на поверхности Марса: наблюдения по изображениям Mars Orbiter Camera (MOC) высокого разрешения». Журнал геофизических исследований . 108 (E6): 5057. Бибкод : 2003JGRE..108.5057M . дои : 10.1029/2002je002005 . S2CID 12628857 .
- ^ Сквайрс, Юго-Запад; Карр, Миннесота (1986). «Геоморфические доказательства распространения подземного льда на Марсе» . Наука . 213 (4735): 249–253. Бибкод : 1986Sci...231..249S . дои : 10.1126/science.231.4735.249 . ПМИД 17769645 . S2CID 34239136 .
- ^ Руководитель, JW; Маршан, ДР; Диксон, Дж.Л.; Кресс, AM (2010). «Критерии распознавания покрытых обломками ледников и отложений долинных ледников». Планета Земля. наук. Летт . 294 (3–4): 306–320. Бибкод : 2010E&PSL.294..306H . дои : 10.1016/j.epsl.2009.06.041 .
- ^ Холт, Дж.В.; и др. (2008). «Радарное зондирование доказательств наличия погребенных ледников в южных средних широтах Марса». Наука . 322 (5905): 1235–1238. Бибкод : 2008Sci...322.1235H . дои : 10.1126/science.1164246 . hdl : 11573/67950 . ПМИД 19023078 . S2CID 36614186 .
- ^ Морган, Джорджия; Руководитель, JW; Марчант, ДР (2009). «Линейная долина (LVF) и лопастные обломки (LDA) в пограничной области северной дихотомии Deuteronilus Mensae, Марс: ограничения на масштабы, возраст и эпизодичность амазонских ледниковых явлений». Икар . 202 (1): 22–38. Бибкод : 2009Icar..202...22M . дои : 10.1016/j.icarus.2009.02.017 .
- ^ Плаут, Джей-Джей; Сафаейнили, А.; Холт, Дж.В.; Филлипс, Р.Дж.; Руководитель, JW; Сью, Р.; Путциг, А. (2009). «Радар Фригери свидетельствует о наличии льда в лопастных обломках в средних северных широтах Марса» . Геофиз. Рез. Летт . 36 (2): L02203. Бибкод : 2009GeoRL..36.2203P . дои : 10.1029/2008gl036379 . S2CID 17530607 .
- ^ Бейкер, DMH; Руководитель, JW; Марчант, ДР (2010). «Схемы потоков лопастных обломков и очерченных долин, заполняющих к северу от ям Исмении, Марс: свидетельства обширного оледенения в средних широтах в поздней Амазонке». Икар . 207 (1): 186–209. Бибкод : 2010Icar..207..186B . дои : 10.1016/j.icarus.2009.11.017 .
- ^ Арфстрем, Дж. (2005). «Земные аналоги и взаимосвязи». Икар . 174 (2): 321–335. Бибкод : 2005Icar..174..321A . дои : 10.1016/j.icarus.2004.05.026 .
- ^ имя; Тома, Дж.; Мудрость, Дж. (1993). «Хаотическое наклонение Марса». Наука . 259 (5099): 1294–1297. Бибкод : 1993Sci...259.1294T . дои : 10.1126/science.259.5099.1294 . ПМИД 17732249 . S2CID 42933021 .
- ^ Ласкар, Дж.; Коррейя, А.; Гастино, М.; Жутель, Ф.; Леврард, Б.; Робутель, П. (2004). «Долгосрочная эволюция и хаотическое распространение количества инсоляции Марса». Икар . 170 (2): 343–364. Бибкод : 2004Icar..170..343L . CiteSeerX 10.1.1.635.2720 . дои : 10.1016/j.icarus.2004.04.005 . S2CID 33657806 .
- ^ Карр, М. (2001). «Наблюдения Mars Global Surveyor за рельефной марсианской местностью». Дж. Геофиз. Рез . 106 (Е10): 23571–23593. Бибкод : 2001JGR...10623571C . дои : 10.1029/2000je001316 .
- ^ Хэд, Дж., Дж. Мастард. 2006. Дайки брекчии и связанные с кратерами разломы в ударных кратерах на Марсе: Эрозия и обнажение дна кратера диаметром 75 км на границе дихотомии, Метеорит. Planet Science: 41, 1675–1690.
- ^ Мур, Дж., Д. Вильгельмс. 2001. Эллада как возможное местонахождение древних покрытых льдом озер на Марсе. Икар: 154, 258-276.
- ^ Кербер, Л. и др. 2017. Сети полигональных хребтов на Марсе: разнообразие морфологии и особый случай формации восточных ямок Медузы. Икар. Том 281. Страницы 200-219.
- ^ «HiRISE | Научный эксперимент по созданию изображений высокого разрешения» . Hirise.lpl.arizona.edu?psp_008437_1750 . Проверено 4 августа 2012 г.
- ^ Гротцингер, Дж. и Р. Милликен (ред.). 2012. Осадочная геология Марса. СЕМП.
- ^ Мортон, Оливер (2002). Картирование Марса: наука, воображение и рождение мира . Нью-Йорк: Пикадор США. п. 98. ИСБН 0-312-24551-3 .
- ^ «Онлайн-атлас Марса» . Ralphaeschliman.com . Проверено 16 декабря 2012 г.
- ^ «PIA03467: Широкоугольная карта Марса MGS MOC» . Фотожурнал. НАСА/Лаборатория реактивного движения. 16 февраля 2002 года . Проверено 16 декабря 2012 г.
Внешние ссылки
[ редактировать ]
