WikiDer > Диакрия четырехугольник

Diacria quadrangle
Диакрия четырехугольник
USGS-Mars-MC-2-DiacriaRegion-mola.png
Карта четырехугольника диакрии от Лазерный высотомер Mars Orbiter (MOLA) данные. Самые высокие отметки - красные, а самые низкие - синие.
Координаты47 ° 30′N 150 ° 00'з.д. / 47,5 ° с.ш.150 ° з. / 47.5; -150Координаты: 47 ° 30′N 150 ° 00'з.д. / 47,5 ° с.ш.150 ° з. / 47.5; -150
ЭпонимДиакрия нагорье вокруг Марафон в Греции
Изображение четырехугольника диакрии (MC-2). Юго-восточная часть отмечена отложениями ореолов самого большого известного вулкана в Солнечной системе, Olympus Mons.

В Диакрия четырехугольник является одним из серии 30 карт четырехугольника Марса используется Геологическая служба США (USGS) Программа исследований в области астрогеологии. Четырехугольник расположен в северо-западной части западного полушария Марса и охватывает от 180 ° до 240 ° восточной долготы (от 120 ° до 180 ° западной долготы) и от 30 ° до 65 ° северной широты. В четырехугольнике используется Конформная проекция Ламберта в номинальном масштабе 1: 5 000 000 (1: 5M). Четырехугольник Diacria также упоминается как MC-2 (Mars Chart-2).[1] Четырехугольник Диакрии покрывает часть Аркадия Планиция и Amazonis Planitia.

Южная и северная границы четырехугольника Diacria составляют примерно 3065 км (1905 миль) и 1500 км (930 миль) соответственно. Расстояние с севера на юг составляет около 2050 км (1270 миль) (немного меньше, чем длина Гренландии).[2] Четырехугольник занимает площадь примерно 4,9 миллиона квадратных километров, или чуть более 3% площади поверхности Марса.[3] В Phoenix Lander’s Место посадки (68,22 ° с.ш., 234,25 ° в.д.) находится примерно в 186 км к северу от северо-восточной четверти четырехугольника Диакрия. Пейзаж, наблюдаемый спускаемым аппаратом «Феникс», вероятно, представляет большую часть ландшафта северного четырехугольника Диакрия.

Происхождение имени

Diacria - это имя телескопическая функция альбедо расположен на Марсе на 48 ° с.ш. и 190 ° в.д. Объект был назван греческим астрономом Э. М. Антониади в 1930 году в честь Диакрия, нагорье вокруг Марафон на северо-западе Аттика, Греция. Название было одобрено Международный астрономический союз (IAU) в 1958 году.[4]

Физиография и геология

Четырехугольник Диакрия расположен на северо-западной окраине Фарсида вулканическое плато. Топографические, вулканические и тектонические особенности, связанные с большими вулканами Olympus Mons (к югу от области карты) и Альба Монс (к востоку от области карты) характеризуют юго-восточную и восточно-центральную части четырехугольника. Северные и западные области четырехугольника лежат на северных низменных равнинах Марса и покрывают части Amazonis Planitia (на юге), Аркадия Планиция (западный центральный) и Ваститас Бореалис (на севере). Большой кратер Миланкович (диаметр 118,4 км) расположен в северной центральной части четырехугольника на 54,7 ° с.ш., 213,3 ° в.д.

Данные о высоте от Орбитальный лазерный высотомер Марса (MOLA) на Mars Global Surveyor космический аппарат показывает, что местность в регионе полого спускается к северо-западу, с максимальной высотой около 3,5 км (3500 м) над датумом («уровень моря» Марса) на западном фланге вулкана Альба Монс в юго-восточной части четырехугольника. Самые низкие точки четырехугольника находятся примерно на 4,5 км ниже точки отсчета (-4 500 м) в Vastitas Borealis в северо-западном углу.[5] Таким образом, региональный рельеф составляет около 8 км, но в местном масштабе склоны очень мелкие; часть Amazonis Planitia в южной центральной части четырехугольника содержит одни из самых плоских ландшафтов на всей планете.[6]

Как выглядит поверхность

Примерно-цветная фотомозаика криотурбация полигонов из-за марсианского вечная мерзлота.

В отличие от некоторых других мест, посещаемых на Марсе с посадочными модулями (Викинг и Следопыт), почти все скалы рядом Феникс маленькие. Насколько камера может видеть, земля плоская, но имеет форму многоугольников от 2 до 3 метров в диаметре и ограничена желобами глубиной от 20 до 50 см. Эти формы возникают из-за того, что лед в почве расширяется и сжимается из-за значительных изменений температуры. Микроскоп показал, что почва поверх многоугольников состоит из плоских частиц (вероятно, типа глины) и округлых частиц. Кроме того, в отличие от других мест на Марсе, здесь нет ряби или дюн.[7] Лед присутствует на несколько дюймов ниже поверхности в середине многоугольников, а по краям лед имеет глубину не менее 8 дюймов. Фотографии поверхности под посадочным модулем, похоже, показывают, что приземляющиеся ракеты могли обнажить слой льда.[8][9] Когда лед подвергается воздействию марсианской атмосферы, он медленно сублимирует.[10] Немного пыльные дьяволы наблюдались.

Полигональный узорчатый грунт

Основная статья: Полигональный узорчатый грунт

Полигональный узорчатый грунт довольно распространен в некоторых регионах Марса.[11][12][13][14][15][16][17] Принято считать, что это вызвано сублимацией льда из-под земли. Сублимация представляет собой прямое превращение твердого льда в газ. Это похоже на то, что происходит с сухой лед на земле. Места на Марсе с многоугольной поверхностью могут указывать на то, где будущие колонисты могут найти водяной лед. Узорчатые наземные формы в слое мантии, называемые мантия, зависящая от широты, упавшего с неба при другом климате.[18][19][20][21]

Западный фланг Альба Монс

Западный склон вулкана Альба Монс составляет восточную и юго-восточную окраину четырехугольника. По площади Альба Монс (ранее Альба Патера) является крупнейшим вулканическим объектом на Марсе. Фланг имеет очень низкий наклон (1 ° или меньше) и характеризуется потоками лавы и расходящимся наружу массивом хребтов и каналов. Некоторые каналы имеют дренажный рисунок, напоминающий дренаж, образованный дождевой водой на склонах земных вулканов. Однако многие другие каналы на флангах Альба-Монс явно образованы текущей лавой.[22]На западном склоне вулкана также есть некоторые простирающиеся с северо-запада на юго-запад грабенс (Cyane Fossae). Изображение из научного эксперимента по визуализации высокого разрешения (HiRISE) на Марсианский разведывательный орбитальный аппарат (MRO) прекрасно показывает линию ямочных кратеров без ободка в Cyane Fossae. Ямы могли образоваться в результате обрушения поверхностных материалов в открытые трещины, образовавшиеся в результате проникновения магмы в подземную породу с образованием дамбы.[23]

Ахероновые ямки

Основная статья: Ахероновые ямки

Около юго-восточного угла четырехугольника (37 ° с.ш., 225 ° в.д.) лежит наклонный к югу полукруглый блок древней, сильно кратерированной, высокогорной коры, которая расчленена многочисленными, дугообразный желоба (Ахероновые ямки). Впадины представляют собой грабены, структуры, образующиеся при движении земной коры между двумя разломами. Грабенс образуются в областях, где кора подверглась растяжению. Регион Ахеронских ямок частично покрыт вулканическими отложениями Альба-Монс на востоке, геологически молодыми. базальтовый лавовые потоки или отложения на западе и юго-востоке, а также неровная бороздчатая местность Lycus Sulci на юге.[24]

  • Ахероновые ямки Рассеченный кратер, вид HiRISE. Часть разрушенного пола показана на изображении.

  • Ахероновые ямки, глазами HiRISE. Длина шкалы - 1000 метров. Щелкните изображение, чтобы увидеть темные полосы откоса.

  • Канал в Ахеронских ямках, вид HiRISE в рамках программы HiWish

Ликус Сульчи (Olympus Mons Aureole)

Lycus Sulci (24,6 ° N, 219 ° E) - это название, применяемое к северо-западной части более крупного рельефа, который частично окружает гору Олимп и простирается на расстояние до 750 км от гиганта. щит вулкана база. Эта особенность, называемая ореолом Olympus Mons, состоит из нескольких больших лепестков и имеет характерную гофрированную или рифленую текстуру поверхности. К востоку от Олимпа Монс ореол частично покрыт потоками лавы, но там, где он обнажен, он носит другие названия (Гигас Сульчи, Например). Происхождение ореола остается спорным, но, вероятно, он был образован огромными оползнями или гравитационным воздействием. упорные листы который соскользнул с краев щита Olympus Mons.[25]

Эребус Монтес

Основная статья: Эребус Монтес
Эреб Монтес глазами HiRISE. Канавки указывают на движение.

К западу от Lycus Sulci, через плоские равнины Amazonis Planitia, лежит вытянутый участок узловатой местности, называемый Эребус Монтес (Горы Эреб). В регионе есть сотни сгруппированных или изолированных холмов, которые возвышаются на 500–1000 м над окружающими равнинами. Присутствие в этом районе многочисленных частично заполненных кратеров-призраков указывает на то, что холмы представляют собой высокогорные остатки древней высокогорной коры, затопленной потоками лавы и (возможно) аллювиальными отложениями Фарсиды на юго-востоке и Элизиум вулканическая провинция на западе.[26]

Аркадия Планиция и Южный Ваститас Бореалис

К северу и востоку от Эребус-Монтес находятся низменные равнины, которые характеризуют большую часть четырехугольника диакрии и северного полушария Марса в целом. Маринер 9 и Викинг Снимки космических аппаратов 1970-х годов показывают, что большие части Arcadia Planitia в целом имеют пестрый (пятнистый свет и темный) вид. При более высоком разрешении формы рельефа обычно состоят из лопастных фронтов потока; небольшие сегменты каналов; морщинки; кратеры пьедестала; и низкие изолированные вулканоподобные холмы с кратерами на вершинах.[27] На изображениях MOLA обнаружены многочисленные крупные неглубокие кратеры, что позволяет предположить, что старая покрытая кратерами поверхность находится под слоем более молодого материала.

При разрешении орбитальной камеры Mars (MOC) на космическом корабле Mars Global Surveyor (около нескольких метров на пиксель) большая часть северных равнин имеет отчетливо точечную, ямчатую текстуру, которая заставляет землю напоминать поверхность баскетбольного мяча или апельсина. кожура. Эта текстура, вероятно, вызвана покровом из льда и пыли, покрывающего ландшафт. Небольшие впадины и ямы образовались по мере испарения (сублимации) льда.

Геологическая история и происхождение северных равнин сложны и все еще плохо изучены. Многие формы рельефа напоминают перигляциальный особенности, наблюдаемые на Земле, такие как морены, ледяные полигоны, и пинго. Arcadia Planitia и Vastitas Borealis, вероятно, состоят из мешанины старых потоков лавы, связанных со льдом особенностей и переработанных отложений различного происхождения. Некоторые предполагают, что северные равнины когда-то были покрыты океанами или большими озерами.

  • Текстура поверхности северной Аркадии Планиция в высоком разрешении.

  • HiRISE изображение Скандии Коллес. Обратите внимание на текстуру «баскетбола», вызванную слоем пыли на поверхности.

Расширенные кратеры

При сильных ударах часто образуются скопления небольших вторичных кратеров из обломков, которые выбрасываются в результате удара.[28] Исследования вторичных кратеров, называемых расширенными кратерами, дали нам представление о местах, где в земле может присутствовать большое количество льда. Расширенные кратеры потеряли свои края, это может быть потому, что любой край, который когда-то существовал, обрушился в кратер во время расширения или потерял свой лед, если он состоит из льда. Избыточный лед (лед в дополнение к тому, что находится в порах земли ) широко распространен в средних широтах Марса, особенно в Аркадия Планиция. В этом регионе много расширенных вторичных кратеров, которые, вероятно, образуются в результате ударов, дестабилизирующих подповерхностный слой избыточного льда, который впоследствии сублимируется. С участием сублимация лед сразу переходит из твердой в газообразную форму. При ударе излишек льда разрушается, в результате чего увеличивается площадь поверхности. Лед сублимирует намного больше, если площадь поверхности больше. После того, как лед исчезнет в атмосфере, сухой почвенный материал разрушится, что приведет к увеличению диаметра кратера.[29] Места на Марсе с расширенными кратерами могут указывать на то, где будущие колонисты могут найти водяной лед.

  • Крупный план расширенных кратеров, увиденных HiRISE. После удара лед покинул землю и увеличил диаметр кратера.

Основная статья: Расширенные кратеры

Зависящая от широты мантия

Основная статья: Зависящая от широты мантия

Большая часть поверхности Марса покрыта толстой гладкой мантией, которая, как считается, представляет собой смесь льда и пыли. Эта богатая льдом мантия толщиной в несколько ярдов сглаживает землю. Поскольку на этой мантии мало кратеров, она 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 полярный лед и попадает в атмосферу. Вода возвращается на землю в более низких широтах в виде отложений изморози или снега, смешанных с пылью. Атмосфера Марса содержит много мелких частиц пыли. Водяной пар конденсируется на частицах, затем они падают на землю за счет дополнительного веса водяного покрытия. Когда лед в верхней части покровного слоя возвращается в атмосферу, он оставляет после себя пыль, которая изолирует оставшийся лед.[30]

  • Широкий обзор мантии, видимый HiRISE в рамках программы HiWish

  • Крупным планом вид мантии, видимой HiRISE в рамках программы HiWish

  • Крупным планом вид мантии, видимой HiRISE в рамках программы HiWish

Лед обнажился в новых кратерах

Исследование, опубликованное в журнале Science в сентябре 2009 г.,[31] показывает, что некоторые недавно сформированные кратеры выкопали чистый водяной лед чуть ниже поверхности в пяти местах на Марсе. Через короткое время лед исчезает, сублимировавшись в атмосферу. Глубина льда всего несколько метров. Лед был подтвержден с помощью спектрометра Compact Imaging (CRISM) на борту Марсианский разведывательный орбитальный аппарат (ТОиР). Лед был обнаружен в 5 местах. Одно из местоположений (Участок 5) находится в четырехугольнике Диакрия примерно на 46 ° с.ш., 182 ° в.д. (Arcadia Planitia).[32][33][34]Это открытие важно, потому что оно показывает наличие подповерхностного льда на широтах южнее, чем ожидалось, и доказывает, что будущие колонисты на Марсе смогут получать воду из самых разных мест. Лед можно выкопать, растопить, а затем разобрать, чтобы получить свежий кислород и водород для ракетного топлива. Водород - мощное топливо, используемое космический шатл главные двигатели

Темные полосы на склоне

Многие места на Марс шоу темные полосы на крутых склонах, такие как кратер стены. Кажется, что самые молодые полосы темные и с возрастом становятся светлее. Часто они начинаются с небольшого узкого места, затем расширяются и простираются вниз на сотни метров. Было выдвинуто несколько идей для объяснения полос. Некоторые включают воды,[35] или даже рост организмы.[36][37] Полоски появляются на участках, покрытых пылью. Большая часть поверхности Марса покрыта пылью, потому что через более или менее регулярные промежутки времени пыль оседает из атмосферы, покрывая все вокруг. Мы много знаем об этой пыли, потому что солнечные панели из Марсоходы покрыться пылью. Мощность вездеходов многократно сохранялась ветром в виде пыльных дьяволов, которые очищали панели и увеличивали мощность. Итак, мы знаем, что пыль часто падает из атмосферы.[38]

Обычно считается, что полосы представляют собой лавины пыли. На участках, покрытых пылью, появляются полосы. После удаления тонкого слоя пыли нижележащая поверхность становится темной. Большая часть поверхности Марса покрыта пылью. Песчаная буря часты, особенно когда в южном полушарии начинается весенний сезон. В то время Марс на 40% ближе к Солнцу. Орбита Марса гораздо более эллиптическая, чем у Земли. То есть разница между самой дальней точкой от Солнца и самой близкой точкой к Солнцу очень велика для Марса, но незначительна для Земли. Кроме того, каждые несколько лет вся планета охвачена глобальной пыльной бурей. Когда НАСА Маринер 9 туда прибыл корабль, сквозь пыльную бурю ничего не было видно.[39][40] С того времени наблюдались и другие глобальные пыльные бури.

Исследование, опубликованное в январе 2012 года в Икаре, показало, что темные полосы были инициированы воздушными взрывами метеоритов, движущихся со сверхзвуковой скоростью. Команду ученых возглавила Кейлан Берли, студентка Университета Аризоны. После подсчета около 65 000 темных полос вокруг места падения группы из 5 новых кратеров, возникли закономерности. Количество полос было наибольшим ближе к месту удара. Значит, удар каким-то образом вызвал полосы. Кроме того, распределение полос образовало узор с двумя крыльями, отходящими от места удара. Изогнутые крылья напоминали ятаганы, кривые ножи. Эта картина предполагает, что взаимодействие воздушных взрывов от группы метеоритов вытряхнуло пыль достаточно, чтобы вызвать пылевые лавины, которые сформировали множество темных полос. Сначала считалось, что сотрясение земли от удара вызвало лавины пыли, но если бы это было так, темные полосы были бы расположены симметрично вокруг ударов, а не концентрировались в изогнутых формах.[41][42]

На некоторых изображениях ниже можно увидеть темные полосы.

Пыль и следы пыльного дьявола

Основная статья: Пыльный дьявол
Основная статья: Следы пыльного дьявола

Большие участки марсианской поверхности покрыты яркой красновато-охровой пылью. Частицы пыли обычно имеют размер менее 40 микрометров и состоят из минералов оксида железа.[43] Данные из Термоэмиссионный спектрометр (TES) на космическом корабле Mars Global Surveyor позволила ученым-планетологам оценить количество пылевого покрова на обширных территориях планеты.[44] В общем, четырехугольник Diacria очень пыльный, особенно в Аркадии Планиция и в районе вокруг склона Альба Монс и ореола Олимпа Монса в юго-восточной части четырехугольника. Несколько больших пятен с относительно низким пыльным покровом встречаются на Амазонке и в северо-западном углу четырехугольника.[45]

Многие области Марса, в том числе четырехугольник Диакрии, переживают прохождение гигантских пыльные дьяволы. Когда пылевой дьявол проходит мимо, он сдувает слой пыли и обнажает нижележащую темную поверхность. Пылевые дьяволы были замечены с земли и высоко над головой с орбиты. Они даже сдули пыль с солнечных панелей двух марсоходов на Марсе, тем самым значительно продлив себе жизнь.[46] Роверы-близнецы были рассчитаны на 3 месяца, вместо этого оба они прослужили более шести лет, а один все еще используется. Было показано, что рисунок следов меняется каждые несколько месяцев.[47]

  • Кратер Миланковича центральная область, как видно HiRISE. Нажмите на изображение, чтобы увидеть больше деталей: темные дюны, красивые следы пыльного дьявола и валуны (маленькие яркие точки).

Впадины в кратере Миланковича

  • Впадины с прямыми южными стенами, вид HiRISE по программе HiWish. Рамка обозначает часть, увеличенную на изображениях ниже.

  • Увеличенное изображение вышеупомянутой впадины с прямыми стенками, видимой HiRISE в программе HiWish. Обратите внимание, что южная стена темнее северной.

  • Дальнейшее увеличение приведенного выше изображения, как видно HiRISE в программе HiWish.

Согласно новому исследованию, треугольные впадины, видимые в кратере Миланкович, содержат водяной лед в прямой стене, обращенной к полюсу.[48] Было обнаружено восемь участков, из которых кратер Миланкович был единственным в северном полушарии. Это открытие важно, потому что лед находится под покровом всего на метр или два. Исследования проводились с приборами на борту Марсианский разведывательный орбитальный аппарат (ТОиР).[49][50][51][52][53]

Следующие изображения упоминаются в этом исследовании подповерхностных ледяных щитов.[54]

  • Широкий обзор части Кратер Миланковича, глазами HiRISE в рамках программы HiWish Многие впадины здесь покрыты льдом.

  • Закройте предыдущее изображение, полученное с помощью HiRISE в программе HiWish. Отмечена треугольная форма некоторых углублений. На следующих изображениях область в рамке увеличена.

  • Приближенный вид впадины, которую видит HiRISE в рамках программы HiWish. Стрелки указывают на очень тонкое 1-2-метровое покрытие на том, что считается льдом.

Овраги

Марсианские овраги маленькие, врезанные сети узких каналов и связанные с ними нисходящие осадок месторождения, обнаруженные на планете Марс. Они названы за их сходство с земными овраги. Впервые обнаружено на изображениях из Mars Global Surveyor, они встречаются на крутых склонах, особенно на стенках кратеров. Обычно в каждом овраге есть дендритный альков во главе веерообразный фартук у его основания и единственной нитью надрезанной канал соединяя их, придавая всему оврагу форму песочных часов.[55] Считается, что они относительно молоды, потому что у них мало кратеров, если они вообще есть. Подкласс оврагов также обнаружен врезанными на поверхности песчаных дюн, которые сами по себе считаются довольно молодыми. Основываясь на их форме, аспектах, положениях и расположении среди и видимого взаимодействия с объектами, которые, как считается, богаты водяным льдом, многие исследователи полагали, что в процессах вырезания оврагов участвует жидкая вода. Однако это остается предметом активных исследований. На рисунках ниже показаны примеры оврагов в четырехугольнике Diacria.

  • Широкий обзор группы оврагов глазами HiRISE в программе HiWish. Обратите внимание, что на следующем изображении часть этого изображения увеличена.

  • Крупный план оврагов с точки зрения HiRISE в программе HiWish.

каналы

Существует огромное количество свидетельств того, что когда-то вода текла в долинах рек на Марсе.[56][57] Изображения изогнутых каналов были замечены на снимках с марсианского космического корабля, датируемых началом семидесятых годов. Маринер 9 орбитальный аппарат.[58][59][60][61] Действительно, исследование, опубликованное в июне 2017 года, подсчитало, что объем воды, необходимый для прорезания всех каналов на Марсе, был даже больше, чем предполагаемый океан, который, возможно, имел планета. Вероятно, вода многократно перерабатывалась из океана в ливень вокруг Марса.[62][63]

Основная статья: Сети долины (Марс)
Основная статья: Каналы оттока

  • Сеть каналов с точки зрения 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

  • Канал, как его видит HiRISE в рамках программы HiWish. Прямые углы этого канала могут быть следствием тектонических сил, которые сделали Ареса слабым.

  • Каналы, как их видит HiRISE в программе HiWish

  • Сеть каналов с точки зрения HiRISE в программе HiWish

Перевернутый рельеф

Перевернутый рельеф, перевернутая топография, или топографическая инверсия относится к объектам ландшафта, высота которых изменилась на противоположную по сравнению с другими объектами. Чаще всего это происходит, когда низкие участки ландшафта заполняются лава или осадок затвердевает в материал, более устойчивый к эрозия чем материал, который его окружает. Дифференциальная эрозия затем удаляет менее устойчивый окружающий материал, оставляя после себя более молодой устойчивый материал, который затем может выглядеть как гребень там, где раньше была долина. Для описания таких особенностей используются такие термины, как «перевернутая долина» или «перевернутый канал».[64] Перевернутый рельеф наблюдается на поверхности других планет, а также на Земле. Например, хорошо задокументированные перевернутые топографии были обнаружены на Марс.[65]

  • Каналы перевернутого потока на склоне кратера, как видно на HiRISE в рамках программы HiWish

  • Возможная секция инвертированного потока, видимая HiRISE в программе HiWish

Мозговая территория

Поверхность мозга распространена во многих местах на Марсе. Он образуется при возгонке льда по трещинам. Гребни поверхности мозга могут содержать ледяное ядро. Теневые измерения HiRISE показывают, что высота хребтов составляет 4–5 метров.[66]

  • Широкий обзор ландшафта мозга, как его видит HiRISE в программе HiWish

  • Крупным планом вид области мозга, как видно HiRISE в программе HiWish

  • Близкое цветное изображение ландшафта мозга, видимое HiRISE в программе HiWish

Другие сцены в Diacria quadrangle

  • Гребни, которые могут указывать на неисправности, как их видит HiRISE в рамках программы HiWish

  • Овраги глазами HiRISE в рамках программы HiWish

  • Большие и маленькие трещины, видимые HiRISE в программе HiWish. После появления небольшой трещины сублимация вдоль поверхностей трещин значительно увеличивает размер трещины. Другими словами, лед исчезает в воздухе (в процессе сублимации), а затем ветер уносит пыль.

Другие четырехугольники Марса

Квадратная карта Марса
Квадратная карта Марса
Изображение выше содержит интерактивные ссылкиКликабельное изображение из 30 картографических четырехугольники Марса, определяемого USGS.[67][68] Числа в виде четырехугольника (начиная с MC для "Карты Марса")[69] и имена ссылки на соответствующие статьи. Север находится наверху; 0 ° с.ш. 180 ° з.д. / 0 ° с.ш.180 ° з. / 0; -180 находится в крайнем левом углу экватор. Изображения карты были сделаны Mars Global Surveyor.

Интерактивная карта Марса

Ахероновые ямкиAcidalia PlanitiaАльба МонсAmazonis PlanitiaАония ПланицияАравия ТерраАркадия ПланицияArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumЭлизиум МонсЭлизиум ПланицияКратер штормаHadriaca PateraЭллас МонтесHellas PlanitiaHesperia PlanumКратер холденаIcaria PlanumИсидис ПланитияКратер ЕзероКратер ломоносоваLucus PlanumЛикус СульчиКратер ЛиотаLunae PlanumMalea PlanumКратер МаральдиMareotis FossaeMareotis TempeМаргаритифер ТерраКратер МиКратер МиланковичаNepenthes MensaeNereidum MontesNilosyrtis MensaeНоахис ТерраOlympica FossaeOlympus MonsPlanum AustraleПрометей ТерраProtonilus MensaeСиренумSisyphi PlanumSolis PlanumSyria PlanumТанталовые ямкиTempe TerraТерра КиммерияTerra SabaeaTerra SirenumФарсис МонтесTractus CatenaТиррен ТерраУлисс ПатераУраниус ПатераУтопия ПланицияValles MarinerisВаститас БореалисXanthe TerraКарта Марса
Изображение выше содержит интерактивные ссылкиИнтерактивная карта изображений из глобальная топография Марса. Парение ваша мышь над изображением, чтобы увидеть названия более 60 известных географических объектов, и щелкните, чтобы связать их. Цвет базовой карты указывает на относительную возвышения, по данным Лазерный высотомер Mars Orbiter на НАСА Mars Global Surveyor. Белые и коричневые цвета указывают на самые высокие высоты (От +12 до +8 км); затем следуют розовые и красные (От +8 до +3 км); желтый это 0 км; зеленые и синие - более низкие высоты (до −8 км). Топоры находятся широта и долгота; Полярные регионы отмечены.


Смотрите также

использованная литература

  1. ^ Дэвис, M.E .; Batson, R.M .; Wu, S.S.C. «Геодезия и картография» в Kieffer, H.H .; Jakosky, B.M .; Снайдер, C.W .; Мэтьюз, M.S., Eds. Марс. Издательство Университета Аризоны: Тусон, 1992.
  2. ^ Расстояния рассчитаны с помощью инструмента измерения мирового ветра НАСА. http://worldwind.arc.nasa.gov/.
  3. ^ Аппроксимировано объединением 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. Увидеть: https://stackoverflow.com/questions/1340223/calculating-area-enclosed-by-arbitrary-polygon-on-earths-surface.
  4. ^ Географический справочник США по планетарной номенклатуре. Марс. http://planetarynames.wr.usgs.gov/.
  5. ^ База данных высот JMARS MOLA. Christensen, P .; Gorelick, N .; Anwar, S .; Dickenshied, S .; Эдвардс, С .; Энгл, Э. «Новое понимание Марса на основе создания и анализа глобальных наборов данных о Марсе»; Американский геофизический союз, осеннее собрание 2007 г. (аннотация № P11E-01).
  6. ^ Центр космических полетов Годдарда. Глобальные карты уклона и шероховатости Марса от MOLA. http://ssed.gsfc.nasa.gov/tharsis/slopes.html.
  7. ^ Smith, P. et al. ЧАС2О, на посадочной площадке Феникса. 2009. Наука: 325. стр58-61
  8. ^ Smith, P., et al. 2009. H2О, на посадочной площадке Феникса. Наука: 325, 58-61.
  9. ^ https://www.nasa.gov/mission_pages/phoenix/news/phoenix-20080530.html
  10. ^ Грязь на находках почвы марсианского посадочного модуля
  11. ^ http://www.diss.fu-berlin.de/diss/servlets/MCRFileNodeServlet/FUDISS_derivate_000000003198/16_ColdClimateLandforms-13-utopia.pdf?hosts=
  12. ^ Костама, В.-П., М. Креславский, Хед, Дж. 2006. Современная высокоширотная ледяная мантия на северных равнинах Марса: характеристики и возраст размещения. Геофиз. Res. Lett. 33 (L11201). DOI: 10.1029 / 2006GL025946.K>
  13. ^ Малин, М., Эджетт, К. 2001. Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: межпланетный рейс в рамках основной миссии. J. Geophys. Res. 106 (E10), 23429–23540.
  14. ^ Милликен Р. и др. 2003. Особенности вязкого течения на поверхности Марса: Наблюдения с помощью изображений с высокого разрешения Mars Orbiter Camera (MOC). J. Geophys. Res. 108 (E6). DOI: 10.1029 / 2002JE002005.
  15. ^ Мангольд, Н. 2005. На Марсе в высоких широтах: классификация, распространение и климатический контроль. Икар 174, 336–359.
  16. ^ Креславский М., Хед Дж. 2000. Километровая шероховатость на Марсе: результаты анализа данных MOLA. J. Geophys. Res. 105 (E11), 26695–26712.
  17. ^ Зайберт, Н., Дж. Каргель. 2001. Мелкомасштабный марсианский полигональный ландшафт: последствия для жидких поверхностных вод. Geophys. Res. Lett. 28 (5), 899–902.S
  18. ^ Хехт, М. 2002. Метастабильность воды на Марсе. Икар 156, 373–386
  19. ^ Mustard, J., et al. 2001. Свидетельства недавнего изменения климата на Марсе по выявлению молодых приповерхностных льдов. Nature 412 (6845), 411–414.
  20. ^ Креславский М.А., Хед Дж. У., 2002. Современная поверхностная мантия на Марсе в высоких широтах: новые результаты исследований MOLA и MOC. Европейское геофизическое общество XXVII, Ницца.
  21. ^ Хед Дж. У., Горчица Дж. Ф., Креславский М. А., Милликен Р. Э., Марчант Д. Р. Недавние ледниковые периоды на Марсе. Nature 426 (6968), 797–802.
  22. ^ Карр, М. Поверхность Марса; Издательство Кембриджского университета: Нью-Йорк, 2006.
  23. ^ Веб-сайт HiRISE Университета Аризоны. http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_010345_2150.
  24. ^ Плешиа, Дж. Б. «Ахеронские ямки, Марс: свидетельства речной активности и массового расхода»; Конференция по изучению Луны и планет, XXXVII, 2006 г.
  25. ^ Каттермоул П. Марс: тайна раскрывается; Издательство Оксфордского университета: Нью-Йорк, 2001.
  26. ^ Tanaka, K.L .; Скиннер, J.A .; Заяц, Т. Геологическая карта северных равнин Марса. Карта научных исследований 2888, Геологическая служба США, 2005 г.
  27. ^ Tanaka, K.L .; Scott, D.H .; Грили, Р. «Глобальная стратиграфия» в Kieffer, H.H .; Jakosky, B.M .; Снайдер, C.W .; Мэтьюз, M.S., Eds. Марс; Издательство Университета Аризоны: Тусон, 1992.
  28. ^ http://www.uahirise.org/epo/nuggets/expanded-secondary.pdf
  29. ^ Виола Д. и др. 2014. РАСШИРЕННЫЕ КРАТЕРЫ В ARCADIA PLANITIA: ДОКАЗАТЕЛЬСТВА ДЛЯ СТАРОГО ПОДПОВЕРХНОСТНОГО ЛЬДА> 20 млн. Восьмая международная конференция по Марсу (2014 г.). 1022pdf.
  30. ^ MLA NASA / Лаборатория реактивного движения (18 декабря 2003 г.). «Марс может выйти из ледникового периода». ScienceDaily. Получено 19 февраля, 2009.
  31. ^ Бирн, С. и др. 2009. Распространение приземного льда на Марсе в средних широтах из новых ударных кратеров: 329.1674-1676.
  32. ^ http://www.space.com/scienceastronomy/090924-mars-crater-ice.html
  33. ^ http://news.aol.com/article/nasa-spacecraft-sees-ice-on-mars-exposed/686020
  34. ^ http://nasa.gov/mission/MRO/news/mro20090924.html[постоянная мертвая ссылка]
  35. ^ http://www.space.com/scienceastronomy/streaks_mars_021200.html[постоянная мертвая ссылка]
  36. ^ «Архивная копия». Архивировано из оригинал на 2015-02-21. Получено 2010-12-19.CS1 maint: заархивированная копия как заголовок (ссылка на сайт)
  37. ^ http://www.space.com/scienceastronomy/streaks_mars_streaks_030328.html[постоянная мертвая ссылка]
  38. ^ https://www.sciencedaily.com/releases/2009/02/090217101110.htm
  39. ^ Мур, Патрик (1990-06-02). Атлас Солнечной системы. ISBN 0-517-00192-6.
  40. ^ Хью Х. Киффер (1992). Марс. Университет Аризоны Press. ISBN 978-0-8165-1257-7. Получено 7 марта 2011.
  41. ^ Кайлан Дж. Берли, Генри Дж. Мелош, Ливио Л. Торнабене, Борис Иванов, Альфред С. МакИвен, Ингрид Дж. Даубар. Ударная воздушная волна вызывает на Марсе пылевые лавины. Икар, 2012; 217 (1): 194 Дои:10.1016 / j.icarus.2011.10.026
  42. ^ http://redplanet.asu.edu/
  43. ^ Барлоу, Н. Марс: введение в его внутреннюю часть, поверхность и атмосферу; Издательство Кембриджского университета: Нью-Йорк, 2008.
  44. ^ Ruff, S.W .; Кристенсен П.Р. «Яркие и темные области на Марсе: размер частиц и минералогические характеристики на основе данных термоэмиссионного спектрометра», Журнал геофизических исследований, 107, E12, 5127, Дои:10.1029 / 2001JE001580, 2002.
  45. ^ Указатель пылезащитного покрытия TES. http://www.mars.asu.edu/~ruff/DCI/dci.html.
  46. ^ http://marsrovers.jpl.nasa.gov/gallery/press/spirit/20070412a.html
  47. ^ «Архивная копия». Архивировано из оригинал на 2011-10-28. Получено 2012-01-19.CS1 maint: заархивированная копия как заголовок (ссылка на сайт)
  48. ^ Dundas, E., et al. 2018. Открытые подповерхностные ледяные щиты в средних широтах Марса. Наука. 359. 199.
  49. ^ Крутые склоны на Марсе показывают структуру погребенного льда. Пресс-релиз НАСА. 11 января 2018.
  50. ^ На Марсе замечены ледяные скалы. Новости науки. Пол Воозен. 11 января 2018.
  51. ^ https://www.slideshare.net/sacani/exposed-subsurface-ice-sheets-in-the-martian-midlatitude
  52. ^ http://spaceref.com/mars/steep-slopes-on-mars-reveal-structure-of-buried-ice.html
  53. ^ Колин М. Дандас и др. Наука, 12 января 2018 г. Т. 359, выпуск 6372, стр. 199-201. Дои:10.1126 / science.aao1619
  54. ^ Дополнительные материалы Открытые подземные ледяные щиты в средних широтах Марса Колин М. Дандас, Али М. Брамсон, Луджендра Оджа, Джеймс Дж. Рэй, Майкл Т. Меллон, Шейн Бирн, Альфред С. Макьюен, Натаниэль Э. Пуциг, Донна Виола , Сара Саттон, Эрин Кларк, Джон В. Холт
  55. ^ Малин М., Эджетт К. 2000. Свидетельства недавней просачивания грунтовых вод и поверхностного стока на Марсе. Science 288, 2330–2335.
  56. ^ Бейкер В. и др. 2015. Флювиальная геоморфология земных поверхностей планет: обзор. Геоморфология. 245, 149–182.
  57. ^ Карр М. 1996. Вода на Марсе. Oxford Univ. Нажмите.
  58. ^ Бейкер В. 1982. Каналы Марса. Univ. of Tex. Press, Остин, Техас
  59. ^ Бейкер, В., Р. Стром, Р., В. Гулик, Дж. Каргель, Г. Комацу, В. Кале. 1991. Древние океаны, ледяные щиты и гидрологический цикл на Марсе. Nature 352, 589–594.
  60. ^ Карр, М. 1979. Формирование марсианского паводка в результате сброса воды из замкнутых водоносных горизонтов. J. Geophys. Res. 84, 2995–300.
  61. ^ Комар, П. 1979. Сравнение гидравлики водных потоков в выходных каналах Марса с потоками аналогичного масштаба на Земле. Икар 37, 156–181.
  62. ^ http://spaceref.com/mars/how-much-water-was-needed-to-carve-valleys-on-mars.html
  63. ^ Луо, W., et al. 2017. Оценка объема сети новой марсианской долины в соответствии с древним океаном и теплым и влажным климатом. Nature Communications 8. Номер статьи: 15766 (2017). DOI: 10.1038 / ncomms15766
  64. ^ Пейн, К.Ф. и К.Д. Оллер, 1995, Инверсия рельефа - составляющая эволюции ландшафта. Геоморфология. 12 (2): 151-165.
  65. ^ Пейн, C.F., J.D.A. Кларк и М. Томас, 2007 г., Обращение рельефа на Марсе. Икар. 190 (2): 478–491.
  66. ^ Леви Дж., Дж. Хед, Д. Марчант. 2009. Заливка концентрического кратера в Utopia Planitia: история и взаимодействие ледникового «мозгового ландшафта» и перигляциальных мантийных процессов. Икар 202, 462–476.
  67. ^ Мортон, Оливер (2002). Картографирование Марса: наука, воображение и рождение мира. Нью-Йорк: Пикадор США. п. 98. ISBN 0-312-24551-3.
  68. ^ «Интернет-Атлас Марса». Ralphaeschliman.com. Получено 16 декабря, 2012.
  69. ^ "PIA03467: Широкоугольная карта Марса MGS MOC". Фотожурнал. НАСА / Лаборатория реактивного движения. 16 февраля 2002 г.. Получено 16 декабря, 2012.

внешние ссылки

MC-01 Mare Boreum
(Особенности)
MC-02 Диакрия
(Особенности)		MC-03 Аркадия
(Особенности)		MC-04 Ацидалиум
(Особенности)		MC-05 Исмениус Лакус
(Особенности)		MC-06 Казиус
(Особенности)		MC-07 Cebrenia
(Особенности)
MC-08 Amazonis
(Особенности)		MC-09 Фарсида
(Особенности)		МС-10 Lunae Palus
(Особенности)		МС-11 Оксия Палус
(Особенности)		МС-12 Аравия
(Особенности)		МС-13 Syrtis Major
(Особенности)		МС-14 Amenthes
(Особенности)		МС-15 Элизиум
(Особенности)
МС-16 Мемнония
(Особенности)		МС-17 Phoenicis Lacus
(Особенности)		МС-18 Копраты
(Особенности)		МС-19 Маргаритифер Синус
(Особенности)		МС-20 Sinus Sabaeus
(Особенности)		МС-21 Япигия
(Особенности)		МС-22 Mare Tyrrhenum
(Особенности)		МС-23 Эолида
(Особенности)
МС-24 Фаэтонтис
(Особенности)		МС-25 Таумазия
(Особенности)		МС-26 Аргир
(Особенности)		МС-27 Ноахис
(Особенности)		МС-28 Эллада
(Особенности)		МС-29 Эридания
(Особенности)
МС-30 Mare Australe
(Особенности)