Юс Часма - Ius Chasma

Юс Часма
Иус Часма THEMIS mosaic.jpg
Юс Часма в мозаике ФЕМИДА инфракрасные изображения, с частями Титоний, Откровенность и Мелас chasmata видны в верхнем левом и правом, крайнем верхнем правом и крайнем нижнем правом углу соответственно. Боковые каньоны, созданные подкапывающий видны в центральном регионе. Ближе к правому краю находится серия массивных оползневых отложений, Иус-Лабес. Калидонская ямка, меньшая параллельная пропасть, проходит к югу от Ius Chasma слева.
Координаты7 ° 00 'ю.ш. 85 ° 48'з.д. / 7 ° ю.ш. 85,8 ° з.д. / -7; -85.8Координаты: 7 ° 00 'ю.ш. 85 ° 48'з.д. / 7 ° ю.ш. 85,8 ° з.д. / -7; -85.8

Юс Часма это большой каньон в Копрат четырехугольник из Марс 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

Карта Копрат четырехугольник показывая детали Valles Marineris, самая большая система каньонов в Солнечной системе. Возможно, некоторые из каньонов когда-то были заполнены водой.

Ius Chasma - основная часть Valles Marineris, самая большая система каньонов в Солнечной системе; этот великий каньон будет проходить почти через все Соединенные Штаты. Начиная с запада с Ноктис Лабиринтус в Phoenicis Lacus четырехугольник система каньонов заканчивается Маргаритифер Синус четырехугольник с Капри Часма и Эос Часма (на юге). Слово chasma был определен Международным астрономическим союзом для обозначения вытянутой крутой впадины. Валлес Маринер был открыт и назван в честь Маринер 9 миссия. Двигаясь на восток от Ноктис Лабиринтус каньон разделяется на две впадины, Титониум и Иус Часма на юге. В середине системы очень широкие долины Офир Часма (север), Искренность Chasma, и Мелас Часма (юг). Двигаясь дальше на восток, попадаешь в Coprates Chasma. В конце Coprates Chasma долина расширяется, образуя Capri Chasma на севере и Эос Часма на юге. Стены каньонов часто многослойны. Полы некоторых каньонов содержат большие отложения слоистых материалов. Некоторые исследователи считают, что слои образовались, когда вода когда-то заполняла каньоны. Каньоны глубокие и длинные. Местами они достигают глубины 8-10 километров. (Для сравнения, земная Большой Каньон всего 1,6 км в глубину.[2])

Слои

На изображениях скал в стенах каньона почти всегда видны слои. Некоторые слои кажутся более жесткими, чем другие. На изображении ниже слоев Ganges Chasma, как видно с HiRISE, можно увидеть, что верхние, светлые отложения разрушаются намного быстрее, чем нижние более темные слои. На некоторых скалах Марса выделяются несколько более темных слоев, которые часто распадаются на большие части; Считается, что это твердые вулканические породы, а не мягкие отложения пепла. Из-за близости к вулканическому региону Фарсида слои горных пород могут состоять из слоя за слоем. лава Потоки, вероятно, смешанные с отложениями вулканического пепла, выпавшими из воздуха после сильных извержений. Вероятно, пласты горных пород в стенах сохраняют долгую геологическую историю Марса.[3] Темные слои могут быть связаны с потоками темной лавы. Темная вулканическая скала базальт обычен на Марсе. Однако отложения светлого тона могли образоваться в результате рек, озер, вулканического пепла или переносимых ветром отложений песка или пыли.[4] Марсоходы обнаружили светлые породы, содержащие сульфаты. Вероятно, образовавшиеся в воде сульфатные отложения представляют большой интерес для ученых, поскольку могут содержать следы древней жизни.[5]

Устойчивые осадки

Каналы у края Иуса Часмы, как его видит HiRISE. Структура и высокая плотность этих каналов поддерживают осадки как источник воды. Расположение Копрат четырехугольник.

Исследование, опубликованное в январском выпуске журнала Icarus за 2010 год, представило убедительные доказательства того, что в районе острова Иус-Часма постоянно выпадают осадки.[6] Типы минералов там связаны с водой. Кроме того, высокая плотность небольших разветвляющихся каналов указывает на большое количество осадков, потому что они похожи на ручьи на Земле.

Во многих местах на Марсе есть каналы разного размера. Вода, из которой образовывались каналы, может иметь различное происхождение. В некоторых местах, кажется, была задействована подкачка. Здесь, вокруг Иус Часма, есть свидетельства выпадения осадков. Если это правда, возможно, потребуется изменить климатические модели, поскольку некоторые модели показывают, что Марс мог быть слишком холодным для большого количества жидкой воды.[7][8] По многим из этих каналов, вероятно, была вода, по крайней мере, какое-то время. Климат Марса претерпевал циклы.[9] В течение некоторого времени было известно, что Марс претерпевает много больших изменений в своем наклоне или наклонении, потому что его двум маленьким спутникам не хватает силы тяжести, чтобы стабилизировать его, поскольку наша Луна стабилизирует Землю; временами наклон Марса даже превышал 80 градусов[10][11]

Рекомендации

  1. ^ «Планетарные имена: добро пожаловать». planetarynames.wr.usgs.gov. Получено 6 июн 2019.
  2. ^ Киффер, Хью Х. (октябрь 1992 г.). Марс: Карты. ISBN  978-0-8165-1257-7.
  3. ^ «Оползни и обломки в Coprates Chasma - Mars Odyssey Mission THEMIS». themis.mars.asu.edu. Получено 6 июн 2019.
  4. ^ "Светлые слои в Eos Chaos". HiRISE. Университет Аризоны. 20 сентября 2007 г.. Получено 6 июн 2019.
  5. ^ «Стратиграфия, обнаруженная в Иус-Хасме». HiRISE. Университет Аризоны. 26 февраля 2008 г.. Получено 6 июн 2019.
  6. ^ Weitz, C.M .; Milliken, R.E .; Grant, J.A .; McEwen, A.S .; Williams, R.M.E .; Bishop, J.L .; Томсон, Б.Дж. (2010). "Марсианский разведывательный орбитальный аппарат наблюдения за слоистыми отложениями светлого тона и связанными с ними речными формами рельефа на плато, прилегающих к Валлес Маринер". Икар. 205 (1): 73–102. Bibcode:2010Icar..205 ... 73 Вт. Дои:10.1016 / j.icarus.2009.04.017.
  7. ^ Фэйрен, Альберто Г. (2010). «Холодный и влажный Марс». Икар. 208 (1): 165–175. Bibcode:2010Icar..208..165F. Дои:10.1016 / j.icarus.2010.01.006.
  8. ^ Самнер, Томас (15 декабря 2015 г.). "Сводка погоды на Древнем Марсе: холодно и сухо по-прежнему". Новости науки. Получено 6 июн 2019.
  9. ^ «Прошлый климат - Исследования - Группа моделирования климата Марса». spacescience.arc.nasa.gov. Получено 6 июн 2019.
  10. ^ Touma, J .; Мудрость, Дж. (1993). «Хаотическая наклонность Марса». Наука. 259 (5099): 1294–1297. Bibcode:1993Научный ... 259.1294Т. Дои:10.1126 / science.259.5099.1294. PMID  17732249.
  11. ^ Laskar, J .; Correia, A.C.M .; Gastineau, M .; Joutel, F .; Levrard, B .; Робутель, П. (2004). «Долгосрочная эволюция и хаотическая диффузия инсоляционных величин Марса» (PDF). Икар. 170 (2): 343–364. Bibcode:2004Icar..170..343L. Дои:10.1016 / j.icarus.2004.04.005.

Смотрите также