WikiDer > Сеть долины (Марс)

Valley network (Mars)
Разветвленная сеть долин в Таумасийский четырехугольник, как видно с орбитального аппарата "Викинг". Поле зрения составляет примерно 200 км в поперечнике.

Сети долины разветвляются сети долин на Марс которые внешне напоминают земные река дренажные бассейны.[1] Они встречаются в основном надрезанный в местность марсианина Южное нагорье, и обычно - хотя и не всегда - из Ноахиан возраст (примерно четыре миллиарда лет). Отдельные долины обычно имеют ширину менее 5 километров, хотя они могут простираться на сотни или даже тысячи километров по поверхности Марса.

Форма, распределение и предполагаемая эволюция сетей долин имеют большое значение для того, что они могут рассказать нам об истории жидких вода на марсианской поверхности, и, следовательно, Марс ' климат история. Некоторые авторы утверждали, что свойства сетей требуют, чтобы гидрологический цикл должен был действовать на древнем Марсе,[2] хотя это остается спорным.[3] Возражения в основном возникают из-за повторяющихся результатов моделей марсианский палеоклимат предположить, что достаточно высокие температуры и давления, чтобы поддерживать жидкую воду на поверхности, никогда не были возможны на Марсе.[4]

Появление изображений поверхности с очень высоким разрешением HiRISE, ФЕМИДА и Контекст (CTX) спутниковые камеры, а также Орбитальный лазерный высотомер Марса (MOLA) цифровые модели местности значительно улучшили наше понимание сетей за последнее десятилетие.

Форма

Часть сети долин рядом Варрего Валлес, видел THEMIS. Длина снимка около 50 км.

Долины сетей обычно узкие (<0,5–4 км) и имеют глубину 50–200 м, при этом ни одно из значений не изменяется последовательно по длине. Форма их поперечного сечения имеет тенденцию эволюционировать от V-образной в верховьях до U-образной в нижнем течении. Отдельные долины образуют взаимосвязанные разветвляющиеся сети, обычно менее 200 км в длину и впадающие в местные топографические впадины.[1] Форма долин притоков обычно описывается как «короткие» или аналогичный термин, подразумевающий небольшие расстояния от магистральных ручьев и амфитеатральные окончания в их головах.[1][5] Многие авторы описали плотность дренажа сетей, как правило, намного ниже, чем можно было бы увидеть на Земле,[6][7][8] хотя степень, в которой это может быть артефактом разрешения изображения, деградации ландшафта или предвзятости наблюдателя, также упоминалась в литературе.[1][2]

Однако более поздние изображения также подчеркнули, что термин «сеть долин» включает в себя большое количество различных форм долин в различных масштабах и в разных геологических условиях Марса.[2] Любая система разветвленных долин в масштабе меньше канал оттока можно назвать сетью долин, вероятно, включающей большое количество разнообразных геоморфологический процессы формирования. Некоторые сети долин простираются более чем на 2000 км по марсианскому ландшафту. Некоторые могут изменять ширину ниже по потоку. У некоторых плотность дренажа соответствует некоторым земным значениям.[9] Существуют более узкие и менее глубокие сети долин, но они, вероятно, встречаются реже, чем их более крупные аналоги.[1]

В большинстве долинных сетей позже эоловые процессы отложили переносимые ветром осадки на дне долин, затмевая природу канала, который должен был их прорезать. На Земле долина - это впадина с плоским дном, по которой проходит канал, по которому течет вода. Однако из-за более поздних отложений на Марсе почти во всех случаях неясно, содержат ли дно долины отдельные русловые структуры или они полностью затоплены потоками. Нанеди Валлес это редкий пример, когда канал был идентифицирован,[3] хотя новые изображения с более высоким разрешением со временем снова продолжают выявлять больше таких структур.[10] Это объясняет предпочтение в литературе термина «сеть долин», а не «сеть каналов», хотя некоторые работы имеют тенденцию путать их в интерпретации этих структур.[2]

Распространение и возраст

Более мелкомасштабные сети долин поблизости Искренность Chasma, увиденное HiRISE (щелкните, чтобы увеличить). Поле зрения составляет примерно 3,5 км в поперечнике. Поверхность, в которой врезаны долины, кажется, снова размывается.

Сети долин очень сильно сконцентрированы на покрытых кратерами южных возвышенностях Марса. В Гесперианский-возраст лава равнины северного полушария в целом почти не расчленены. Однако есть значительное количество исключений из этого обобщения - в частности, многие гесперианцы и младше вулканы переносить сети, а также несколько других областей.[1] Эти долины также кажутся качественно более «свежими» и менее деградированными, чем долины в высокогорьях (например, Долина Нанеди).

Однако в более мелких масштабах распределение долин там, где они есть, очень неоднородно и прерывисто. В высокогорьях нет ничего необычного в том, чтобы найти сильно расчлененные склоны, непосредственно прилегающие к почти полностью неизмененным поверхностям, как в долинном, так и в водосборном масштабе. Долины также регионально сгруппированы с небольшим расчленением на северо-западе. Аравия и к юго-западу и юго-востоку от Эллада, но много в Терра Киммерия и чуть южнее экватора от 20 ° до 180 ° в.д. Они также более заметны на крутых склонах,[2] например, на краю кратера, но, опять же, может присутствовать только на одной стороне такого края.[1]

К сожалению, обычно небольшой размер отдельных водосборов и относительная узость составляющих их долин означает, что датирование сетей долин традиционным подсчет кратеров техники чрезвычайно сложны (хотя и не невозможны)[11]). Концентрация долин в Ноахиан-старые южные нагорья и их редкость на равнинах северной Гесперианской, что косвенно совмещено с независимыми оценками многократного уменьшения темпов глобальной марсианской эрозии в конце ноева,[12] вероятно, указывает на то, что большинство сетей было отключено в течение этого раннего интервала.[1] Однако каналы на гесперианских поверхностях недвусмысленно демонстрируют, что процессы формирования долин действительно продолжались, по крайней мере, в некоторых местах, по крайней мере, некоторое время после Ноаха. Некоторые свидетельства подсчета кратеров даже предполагают, что некоторые горные сети могли сформироваться в Амазонка.[11]

Формирование и значение для истории марсианского климата

В Эберсвальде дельта, увиденная MGS. Обратите внимание на меандры с обрывами, которые теперь можно увидеть на перевернутый рельеф.

Механизмы и предполагаемые условия образования долин остаются спорными. Такие разнообразные процессы, как оледенение, массовое истощение, разломы и эрозия углекислым газом, ветром и лавой, были задействованы в какой-то момент в формировании некоторых сетей и могут играть важную роль локально в некоторых регионах Марса. Однако большинство авторов согласны с тем, что жидкая вода, должно быть, сыграла роль в образовании основной части долин, в основном на основе как известного широко распространенного распространения льда на Марсе, так и физических свойств жидкой воды (например, вязкость), что почти однозначно позволяет ему течь вниз по склону ручьями на тысячи километров.[1] Особенности каналов на том, что интерпретируется как размытые дельты у подножия некоторых сетей (например, в Кратер Эберсвальде) также однозначно связаны с образованием проточной воды - например, извилистые, извилистые каналы с меандровые отсечки, которые имеют внутренне согласованную гидравлическую геометрию, очень близкую к тому, что можно было бы ожидать от речных каналов на Земле.[13] Независимые данные также предполагают существование жидкой воды на поверхности или очень близко к ней в разные периоды марсианской истории, например, эвапориты в Meridiani Planum и повсеместное водное изменение пород в Columbia Hills, оба исследованы Марсоходы.

Помимо этого, существует несколько различных сценариев, которые были разработаны для учета формы и распределения долин как в пространстве, так и во времени. Каждый имеет свой собственный набор значений, касающихся палеоклимата Марса во время формирования сетей. Некоторые из них кратко изложены ниже. Также стоит подчеркнуть, что, как и на Земле, разные механизмы образования могут действовать в разное время и в разном месте на поверхности Марса.

В августе 2020 года ученые сообщили, что сети долин в Южное нагорье из Марс возможно, образовались в основном под ледниками, а не под свободно текущими реками, что указывает на то, что ранний Марс был холоднее, чем предполагалось, и что обширное оледенение, вероятно, имело место в его прошлом.[14][15][16]

1. Обычная работа, грунтовые воды подо льдом: Холодный, сухой Марс

Этот сценарий пытается описать формирование сетей долин без обращения к условиям или процессам, отличным от тех, которые, как известно, существуют сегодня на Марсе. Моделирование показывает, что просачивание грунтовых вод может происходить на поверхности даже в современных условиях, но очень быстро замерзает. Однако в соответствии с этим предложением ледяной покров может достаточно хорошо изолировать воду, текущую под ним, чтобы обеспечить транспортировку на большие расстояния (и связанную с этим эрозию), во многом как лавовая труба изолирует расплавленную лаву внутри себя.[17]

Долины обычно имеют много особенностей, которые на Земле обычно (хотя и не исключительно)[18]) связана с истощение грунтовых вод - например, выступы в виде амфитеатра, постоянная ширина долины вниз по течению, плоские или U-образные полы и крутые стены.[19] Однако без какого-либо механизма подпитки предполагаемых водоносных горизонтов, вызывающих эту фильтрацию, то есть некоего гидрологического цикла, крайне маловероятно, что просочиться достаточно воды, чтобы прорезать все долины, образовавшиеся в ноах. Несмотря на это, эта базовая модель может оставаться полезной для понимания более ограниченных долин, образовавшихся позже в гесперидском и амазонском периодах.[1]

2. Источники подземных вод, гидрологический цикл: Холодный, влажный Марс

Эти модели расширяют модель холодного и сухого Марса, предполагая механизмы, с помощью которых подземные водоносные горизонты, обеспечивающие грунтовые воды, могли бы пополняться в ранней истории Марса. Таким образом, они требуют устойчивого водного цикла в некотором роде в течение долгого времени в Ноахском периоде, но не требуют явно, чтобы эта вода была жидкой или падала как осадки. Это означает, что Марс не обязательно должен быть теплым (то есть выше нуля) на раннем этапе своей истории, в соответствии с текущими климатическими моделями.[4]

Глобальная циркуляция подземных вод

Было предложено[20] что водоносные горизонты может быть восполнен в геологических временных масштабах последовательностью сублимации замерзших просачиваний, атмосферной циркуляции пара к южной полярной ледяной шапке, повторного осаждения этого на шапке, базального таяния под ледяной массой и циркуляции подземных вод в глобальном масштабе . Этот механизм привлекателен, поскольку он не требует особых предположений о радикально отличных климатических условиях прошлого и хорошо согласуется с независимыми теориями происхождения марсианского происхождения. каналы оттока в хаос на местности как крупные прорывы водоносного горизонта. Тем не менее гидростатический напор снабжаемый этим механизмом, не мог питать многочисленные каналы на высоте выше основания южной полярной шапки.[21]

Местная циркуляция подземных вод

Родственная модель предполагает, что локально генерируемое тепло может вызывать просачивание и пополнение подземных вод в локальном масштабе либо за счет интрузивного вулканизма.[22] или ударный нагрев.[23][24] Однако эта версия изо всех сил пытается объяснить более длинные и большие сети долин - если вода потечет на сотни или тысячи километров от источника тепла, земля снова замерзнет, ​​и подпитка снова станет невозможной.[1]

3. Полный активный гидрологический цикл: Теплый, влажный Марс

Многие сети долин Ноаха имеют особенности, явно свидетельствующие о происхождении из распределенных осадков: разветвленные сети, долины, начинающиеся на узких гребнях, V-образные поперечные профили, диффузионное поведение склонов холмов. И наоборот, используя только геоморфологические данные, очень сложно создать веский аргумент против происхождения через осадки.[2] Осадки также обеспечивают простой механизм подпитки подземных водоносных горизонтов, которые, несомненно, существуют и в некоторых случаях важны (как на Земле). Это осаждение могло произойти как дождь или же снег (с последующим таянием на земле), но для любого из них требуется значительно более влажная и, следовательно, более теплая и плотная атмосфера, чем существует в настоящее время. Более теплый и влажный Ноахский период также подтверждается независимыми наблюдениями за темпами выветривания горных пород. кратерные озера, и геология Ноаха в местах посадки.

Основная трудность этой модели заключается в том, что моделирование марсианского климата затрудняет надежное моделирование теплого и влажного Ноаха, в основном из-за расстояния между Солнцем и Марсом по сравнению с Землей и предполагаемого более слабого Солнца в ранней Солнечной системе.[4] Кроме того, CO2-ЧАС2О тепличная атмосфера, чтобы согреть климат, должна была оставить обширные отложения карбонат породы, которые не обнаружены. Также существуют проблемы с поддержанием такой атмосферы в течение достаточно длительного времени, чтобы позволить образоваться долинам, поскольку невыветрившиеся базальты, столь распространенные на Марсе, должны образовывать чрезвычайно эффективные поглотители углерода, особенно если поверхность мокрая,[25] и продолжающиеся столкновения из космоса в ранней истории Марса должны быстро удалить любую атмосферу.[26]

Решения этого очевидного противоречия могут включать экзотические механизмы, не требующие длительного воздействия СО.2-ЧАС2О теплицы, например, периодическое нагревание из-за вулканизма или ударов. Другие возможности (помимо неверной интерпретации геологии и геоморфологии) - это дефекты физики или граничные условия для климатических моделей - более сильное Солнце, чем предсказывает текущая теория, ошибочные предположения о следовых (но мощных) парниковых газах или недостатки в параметризация CO2 облака.[1]

Однако возможно, что дополнительные следовые газы вместе с CO2, мог бы разрешить этот парадокс. Рамирес и др. (2014)[27] показал, что СО2-ЧАС2 теплица будет достаточно прочной, чтобы обеспечить температуру выше нуля, необходимую для образования долины. Этот СО2-ЧАС2 Впоследствии было обнаружено, что теплица даже более эффективна, чем первоначально было продемонстрировано в Ramirez et al. (2014),[28] с теплыми растворами возможны при концентрациях водорода и CO2 давление всего 1% и 0,55 бар соответственно.[29]

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж грамм час я j k л Карр, М. (2006), Поверхность Марса. Кембриджская серия планетологии, издательство Кембриджского университета.
  2. ^ а б c d е ж Крэддок, Р.А., Ховард, А.Д. (2002), Случай выпадения дождя на теплом, влажном раннем Марсе, J. Geophys. Res., 107 (E11), Дои:10.1029 / 2001JE001505
  3. ^ а б Малин, М.С., Карр, М.Х. (1999), Формирование подземных вод марсианских долин, Nature, 397, 589-592
  4. ^ а б c Хаберле, Р. (1998), Ранние климатические модели, J. Geophys. Res., 103 (E12), 28467-79.
  5. ^ Бейкер В. Р. и Партридж Дж. (1986), Малые марсианские долины: нетронутая и деградированная морфология, J. Geophys. Res., 91, 3561–3572
  6. ^ Пиери, Д. (1976), Распределение малых каналов на поверхности Марса, Икар, 27,25–50.
  7. ^ Бракенридж, Г. Р., Х. Э. Ньюсом, и Бейкер, В. (1985), Древние горячие источники на Марсе: происхождение и палеоэкологическое значение малых марсианских долин, Геология, 13, 859–862
  8. ^ Клиффорд, С. М. (1993), Модель гидрологического и климатического поведения воды на Марсе, J. Geophys. Res., 98, 10,973–11,016
  9. ^ Хайнек Б.М., Филлипс Р.Дж. (2001), Доказательства обширной денудации марсианского нагорья, Геология, 29, 407-10.
  10. ^ Джауманн, Р. (2005), Сети марсианской долины и связанные с ними речные особенности, как видно с камеры высокого разрешения Mars Express (HRSC), LPSC XXXVI, Abstract 1815
  11. ^ а б Дом Дж. М. и Скотт Д. Х. (1993), Связь между возрастом и высотой марсианских каналов (аннотация), Lunar Planet. Наук, XXIV, 407–408
  12. ^ Голомбек М.П., ​​Бриджес Н.Т. (2000), Скорость эрозии на Марсе и последствия для изменения климата: ограничения со стороны посадочной площадки Pathfinder, J. Geophys. Res., 105 (E1), 1841-1853 гг.
  13. ^ Ирвин, Р.П., и Грант, Дж., Представили рукопись
  14. ^ «Ранний Марс был покрыт ледяными щитами, а не текущими реками: исследование». Phys.org. Получено 6 сентября 2020.
  15. ^ Крейн, Лия. «Древние долины на Марсе могли быть высечены ледниками». Новый ученый. Получено 6 сентября 2020.
  16. ^ Грау Галофре, Анна; Еллинек, А. Марк; Осинский, Гордон Р. (3 августа 2020 г.). «Формирование долины на раннем Марсе в результате подледниковой и речной эрозии». Природа Геонауки: 1–6. Дои:10.1038 / с41561-020-0618-х. ISSN 1752-0908. S2CID 220939044. Получено 6 сентября 2020.
  17. ^ Squyres, S.W., и Kasting, J.F. (1994), Early Mars: Насколько тепло и насколько влажно ?, Наука, 265, 744-8.
  18. ^ Лэмб М.П., ​​Ховард А.Д., Джонсон Дж., Уиппл К.Х., Дитрих У.Э. и Перрон Т. (2006), Могут ли источники прорезать каньоны в скале?, J. Geophys. Res., 111, E07002, Дои:10.1029 / 2005JE002663
  19. ^ Шарп Р.П., Малин М.С. (1975), Каналы на Марсе, Геол. Soc. Являюсь. Бюл., 86, 593-609.
  20. ^ Клиффорд, С. (1993), Модель гидрологического и климатического поведения воды на Марсе, J. Geophys. Res., 98, 10973-1016
  21. ^ Карр, М. (2002), Высота надводных объектов на Марсе: последствия для циркуляции подземных вод, J. Geophys. Res., 107 (E12), 5131, Дои:10.1029 / 2002JE001963.
  22. ^ Гулик, В. (1998), Магматические интрузии и гидротермальное происхождение речных долин на Марсе, J. Geophys. Res., 103, 19365-87.
  23. ^ Ньюсом, Х. (1980), Гидротермальные изменения пластов ударного расплава с последствиями для Марса, Икар, 44, 207-16.
  24. ^ Салезе, Ф., Дж. Ди Акилле, А. Неземанн, Дж. Г. Ори и Э. Хаубер (2016), Гидрологический и осадочный анализ хорошо сохранившихся палеофлювиально-палеолакустринных систем в долинах Моа, Марс, J. Geophys. Res. Планеты, 121, 194–232, DOI: 10.1002 / 2015JE004891
  25. ^ Поллак Дж. Б., Кастинг Дж. Ф., Ричардсон С. М. и Полякофф К. (1987), Случай теплого влажного климата на раннем Марсе, Икар, 71, 203-24.
  26. ^ Карр, М. (1999), Сохранение атмосферы на раннем Марсе, J. Geophys. Res., 104, 21897-909.
  27. ^ Рамирес Р. М., Коппарапу Р., Цуггер М. Э., Робинсон Т. Д., Фридман Р. и Кастинг Дж. Ф. (2014). Утепление раннего Марса с помощью CO2 и H2. Природа Геонауки, 7 (1), 59-63.
  28. ^ Вордсворт, Р., Калугина, Ю., Локштанов, С., Вигасин, А., Эльман, Б., Хед, Дж., ... и Ван, Х. (2017). Переходное снижение парникового потепления на раннем Марсе. Письма о геофизических исследованиях, 44 (2), 665-671
  29. ^ Рамирес, Р. (2017) Более теплое и влажное решение для раннего Марса и проблем с временным потеплением. Икар, 297, 71-82

внешняя ссылка