Юс Часма
 Иус Часма на мозаике инфракрасных изображений THEMIS , с частями Титония , Кандора и Меласа хасматы, видимыми вверху слева и справа, крайне вверху справа и крайне внизу справа соответственно. боковые каньоны, образовавшиеся в результате подкопа В центральном регионе заметны . Рядом с правым концом находится серия массивных оползневых отложений Иус Лабес. Калидон-Фосса, меньшая по размеру параллельная пропасть, проходит слева от пропасти Иус. | |
| Координаты | 7 ° 00' ю.ш. 85 ° 48' з.д. / 7 ° ю.ш. 85,8 ° з.д. |
|---|---|
Иус Часма — большой каньон в четырехугольнике Копрат на Марсе на 7° южной широты и 85,8° западной долготы. Его длина составляет около 938 км, и он был назван в честь классического названия объекта альбедо. [1]
Система каньонов Валлес Маринерис
[ редактировать ]
Юс Часма — это основная часть Долины Маринериса , крупнейшей системы каньонов в Солнечной системе; этот огромный каньон протянулся почти через всю территорию Соединенных Штатов. Начинаясь на западе с Noctis Labyrinthus в четырехугольнике Phoenicis Lacus , система каньонов заканчивается в четырехугольнике Margaritifer Sinus с Капри Chasma и Eos Chasma (на юге). Слово «касма» было присвоено Международным астрономическим союзом для обозначения вытянутой впадины с крутыми сторонами. Валлес Маринерис был открыт и назван в честь миссии «Маринер-9» . Двигаясь на восток от Ноктиса Лабиринтуса , каньон разделяется на две впадины: Титоний и Иус Часма на юге. В середине системы расположены очень широкие долины Офир-Касма (север), Кандор-Касма и Мелас-Касма (юг). Двигаясь дальше на восток, попадаем в каньон Копрат. В конце ущелья Копратес долина расширяется, образуя ущелье Капри на севере и ущелье Эос на юге. Стены каньонов часто содержат много слоев. Дно некоторых каньонов содержит большие залежи слоистых материалов. Некоторые исследователи полагают, что эти слои образовались, когда вода когда-то заполняла каньоны. Каньоны глубокие и длинные. Местами они имеют глубину 8-10 километров. (Для сравнения, земной Гранд-Каньон имеет глубину всего 1,6 километра. [2] )
Слои
[ редактировать ]Изображения камней в стенах каньона почти всегда показывают слои. Некоторые слои кажутся более жесткими, чем другие. На изображении ниже слоев каверны Ганга, сделанном HiRISE, можно увидеть, что верхние светлые отложения разрушаются гораздо быстрее, чем нижние, более темные слои. На некоторых скалах Марса выделяются несколько более темных слоев, которые часто распадаются на большие куски; Считается, что это твердая вулканическая порода, а не отложения мягкого пепла. Из-за близости к вулканическому региону Тарсис слои горных пород могут состоять из слоев лавовых потоков, вероятно, смешанных с отложениями вулканического пепла, выпавшего из воздуха после крупных извержений. Вполне вероятно, что пласты горных пород в стенах хранят долгую геологическую историю Марса. [3] Темные слои могут быть следствием темных потоков лавы. Темный базальт вулканической породы распространен на Марсе. Однако светлые отложения могли образоваться в результате рек, озер, вулканического пепла или отложений песка или пыли, перенесенных ветром. [4] Марсоходы обнаружили, что светлые породы содержат сульфаты. Вероятно, образовавшиеся в воде сульфатные отложения представляют большой интерес для ученых, поскольку могут содержать следы древней жизни. [5]
Иус Часма, глазами HiRISE . Нажмите на изображение, чтобы увидеть слои.
Слои пола Ius Chasma, вид HiRISE . Длина масштабной линейки составляет 500 метров.
Меса Иус Часма, вид HiRISE . Длина масштабной линейки составляет 500 метров.
Устойчивые осадки
[ редактировать ]
Исследование, опубликованное в январском номере журнала «Икар» за 2010 год, представило убедительные доказательства продолжительных осадков в районе Иуса Часмы. [6] Виды минералов здесь связаны с водой. Кроме того, высокая плотность мелких разветвленных русел указывает на большое количество осадков, поскольку они подобны ручьям рек на Земле.
Во многих местах на Марсе есть каналы разного размера. Вода, образовавшая каналы, может иметь различное происхождение. В некоторых местах, кажется, имело место подсачивание. Здесь, вокруг Иус Часма, есть признаки осадков. Если это правда, то климатические модели, возможно, придется изменить, поскольку некоторые модели показывают, что Марс, возможно, был слишком холодным для большого количества жидкой воды. [7] [8] Многие из этих каналов, вероятно, несли воду, по крайней мере какое-то время. Климат Марса претерпел циклы. [9] 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. [10] [11]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ «Планетарные имена: Добро пожаловать» . Planetarynames.wr.usgs.gov . Проверено 6 июня 2019 г.
- ^ Киффер, Хью Х. (октябрь 1992 г.). Марс: Карты . ISBN 978-0-8165-1257-7 .
- ^ «Оползни и обломки в Копратесской пропасти — миссия Марс Одиссея ТЕМИС» . themis.mars.asu.edu . Проверено 6 июня 2019 г.
- ^ «Светлые слои в Эос Хаосе» . ПриветРИС . Университет Аризоны. 20 сентября 2007 года . Проверено 6 июня 2019 г.
- ^ «Стратиграфия, раскрытая в Иус Часме» . ПриветРИС . Университет Аризоны. 26 февраля 2008 года . Проверено 6 июня 2019 г.
- ^ Вайц, CM; Милликен, Р.Э.; Грант, Дж.А.; МакИвен, А.С.; Уильямс, RME; Бишоп, Дж.Л.; Томсон, Би Джей (2010). «Наблюдения с помощью Mars Reconnaissance Orbiter светлых слоистых отложений и связанных с ними речных форм рельефа на плато, прилегающих к Долине Маринерис». Икар . 205 (1): 73–102. Бибкод : 2010Icar..205...73W . дои : 10.1016/j.icarus.2009.04.017 .
- ^ Файрен, Альберто Г. (2010). «Холодный и влажный Марс». Икар . 208 (1): 165–175. Бибкод : 2010Icar..208..165F . дои : 10.1016/j.icarus.2010.01.006 .
- ^ Самнер, Томас (15 декабря 2015 г.). «Сводка погоды Древнего Марса: по-прежнему холодно и сухо» . Новости науки . Проверено 6 июня 2019 г.
- ^ «Климат прошлого — Исследования — Группа моделирования климата Марса» . spacescience.arc.nasa.gov . Проверено 6 июня 2019 г.
- ^ 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 .
- ^ Ласкар, Дж.; Коррейя, ACM; Гастино, М.; Жутель, Ф.; Леврард, Б.; Робутель, П. (2004). «Долгосрочная эволюция и хаотическое распространение количества инсоляции Марса» (PDF) . Икар . 170 (2): 343–364. Бибкод : 2004Icar..170..343L . дои : 10.1016/j.icarus.2004.04.005 .
См. также
[ редактировать ]
