Марсианская дихотомия - Martian dichotomy

Топография Марса (набор данных MOLA) с полюсами HiRes.jpg

Самая заметная особенность Марс резкий контраст, известный как Марсианская дихотомия, между Южным и Северным полушариями. География двух полушарий отличается высотой от 1 до 3 км. Средняя толщина марсианской коры составляет 45 км, из них 32 км в северной низменной области и 58 км в южной возвышенности.

Граница между двумя регионами местами довольно сложна. Один отличительный тип топографии называется раздраженная местность.[1][2][3] Он содержит столовые горы, выступы и долины с плоским дном и стенами высотой около мили. Вокруг многих столовых и бугорков есть фартуки с лопастными обломками что было показано скальные ледники.[4][5][6][7]

Множество крупных долин, образованных лавой, извергнутой извержениями вулканов Марса, прорезают дихотомию.[8][9][10][11]

Граница марсианской дихотомии включает области, называемые Deuteronilus Mensae, Protonilus Mensae, и Nilosyrtis Mensae. Все три региона были тщательно изучены, поскольку они содержат формы рельефа, которые, как считается, были созданы движением льда.[12][13] или палеошорелины, возникшие в результате вулканической эрозии.[14]

Северные низменности составляют около одной трети поверхности Марса и относительно плоские, с таким же количеством ударных кратеров, как и в южном полушарии.[15] Остальные две трети поверхности Марса - это возвышенности южного полушария. Разница в высоте между полушариями огромна. Были предложены три основные гипотезы происхождения дихотомии земной коры: эндогенная (за счет мантийных процессов), однократное воздействие или множественное воздействие. Обе гипотезы, связанные со столкновением, включают процессы, которые могли произойти до окончания первичной бомбардировки, подразумевая, что дихотомия земной коры берет свое начало в ранней истории Марса.

География

STL 3D модель Марса с 20-кратным увеличением высоты, показывающим дихотомию Марса

Гипотеза одиночного удара

Одиночный мега-удар вызовет очень большую круглую депрессию в коре. Предложенная депрессия получила название Бассейн Бореалис. Однако большинство оценок формы области низменности дают форму, которая местами резко отличается от круглой.[16] Дополнительные процессы могут создать эти отклонения от цикличности. Кроме того, если предлагаемый бассейн Borealis представляет собой депрессию, созданную ударом, это будет самый большой ударный кратер, известный в Солнечной системе. Такой крупный объект мог столкнуться с Марсом когда-нибудь в процессе аккреции Солнечной системы.

Ожидается, что столкновение такой силы привело бы к образованию покрова выброса, которое должно было быть найдено в районах вокруг низменности и генерировать достаточно тепла для образования вулканов. Однако, если удар произошел около 4,5 млрд лет назад (миллиард лет назад), эрозия могла бы объяснить отсутствие бланкета выброса, но не могла бы объяснить отсутствие вулканов. Кроме того, мега-удар мог разбросать большую часть обломков в космическое пространство и через южное полушарие. Геологические свидетельства наличия обломков очень убедительно подтверждают эту гипотезу. Исследование 2008 г.[17] предоставил дополнительное исследование теории единственного гигантского удара в северном полушарии. В прошлом прослеживание границ удара затруднялось наличием Фарсида вулканический подъем. Вулканическое возвышение Фарсиды погребло часть предполагаемой границы дихотомии под 30 км базальта. Исследователи из Массачусетского технологического института и Лаборатории реактивного движения в CIT смогли использовать гравитацию и топографию Марса, чтобы ограничить расположение дихотомии под возвышением Фарсиды, создав таким образом эллиптическую модель границы дихотомии. Эллиптическая форма бассейна Бореалис привела к гипотезе северного одиночного удара.[18][19] как переиздание оригинальной теории[20] опубликовано в 1984 году.

Однако этой гипотезе опровергается новая гипотеза гигантского удара о Южный полюс Марса с Луна -размерный объект, расплавивший южное полушарие Марса, вызвавший магнитное поле планеты и сформировавший дихотомию при охлаждении магматического океана.[21] Открытие двенадцати вулканических структур подтверждает эту новую гипотезу.[11]

Гипотеза эндогенного происхождения

Смотрите также: Тектоника Марса

Верят что плиточные тектонические процессы мог быть активным на Марсе в начале истории планеты.[22] Известно, что крупномасштабное перераспределение материала литосферной коры вызвано тектоническими процессами на Земле. Хотя до сих пор не совсем ясно, как мантийные процессы влияют на тектонику плит на Земле, считается, что мантийная конвекция участвует в виде ячеек или плюмов. Поскольку эндогенные процессы на Земле еще предстоит до конца понять, изучение подобных процессов на Марсе очень затруднено. Дихотомия могла быть создана в момент создания ядра Марса. Примерно круглую форму низменности можно отнести к плюмовому переворачиванию первого порядка, которое могло произойти в процессе быстрого формирования ядра. Имеются данные о внутренних тектонических событиях вблизи низменности, которые явно произошли в конце ранняя фаза бомбардировки.

Исследование 2005 г.[23] предполагает, что мантийная конвекция степени 1 могла создать дихотомию. Мантийная конвекция степени 1 - это конвективный процесс, при котором в одном полушарии преобладает анапвеллинг, а в другом полушарии опускается вниз. Некоторым свидетельством этого является обилие обширных трещин и извержений в последнее время Ноахиан рано Гесперианский возраст. Противоположным аргументом эндогенной гипотезе является возможность тех тектонических событий, происходящих в бассейне Бореалис из-за ослабления земной коры после удара. Для дальнейшего подтверждения гипотезы об эндогенном происхождении необходимо использовать геологические свидетельства разломов и изгибов земной коры до их возникновения. нужен конец изначальной бомбардировки.

Однако отсутствие тектоники плит на Марсе ослабляет эту гипотезу.[24][25]

Гипотеза множественного воздействия

Гипотеза множественного воздействия подтверждается корреляцией сегментов дихотомии с краями нескольких крупных ударных бассейнов. Но за пределами этих ударных бассейнов есть большие части бассейна Бореалис. Если марсианские низменности образованы множеством бассейнов, то их внутренние выбросы и гребни должны стоять выше возвышенностей. Края и покровы выбросов низменных ударных кратеров все еще находятся намного ниже возвышенностей. Есть также области в низинах, которые находятся за пределами любого из бассейнов воздействия, эти области должны быть перекрыты множеством покрытий выброса и должны стоять на высоте, аналогичной исходной поверхности планеты. Очевидно, что это не так. Один из подходов, объясняющих отсутствие одеял для выброса, предполагает, что выброса никогда не было.[26] Отсутствие выброса могло быть вызвано большим ударным фактором, рассеивающим выброс в космическое пространство. Другой подход предполагал формирование дихотомии за счет охлаждения на глубине и нагружения земной коры более поздним вулканизмом. Гипотеза множественных ударов также статистически неблагоприятна, маловероятно, что бассейны множественных ударов возникают и перекрываются преимущественно в северном полушарии.

Атмосфера

В атмосфера Марса значительно различается между Северным и Южным полушариями по причинам, связанным и не связанным с географической дихотомией.

Песчаная буря

Более заметно, что пыльные бури возникают в Южном полушарии гораздо чаще, чем в Северном. Высокое содержание пыли на севере обычно возникает после того, как исключительные южные штормы перерастают в глобальные пыльные бури.[27] Как следствие, непрозрачность (тау) часто выше в Южном полушарии. Эффект более высокого содержания пыли заключается в увеличении поглощения солнечного света, повышая температуру воздуха.

Прецессия равноденствий

Ось вращения Марса, как и многих других тел, прецессы за миллионы лет. В настоящее время солнцестояния почти совпадает с Марсом ' афелий и перигелий. Это приводит к тому, что одно полушарие, южное, получает больше солнечного света летом и меньше зимой и, следовательно, более экстремальные температуры, чем северное. В сочетании с гораздо более высоким уровнем Марса эксцентриситет по сравнению с Землей и гораздо более тонкой атмосферой в целом, южные зимы и лета более обширны, чем на Земле.

Циркуляция Хэдли и летучие вещества

В Циркуляция Хэдли Марса смещен относительно симметрии относительно его экватора.[28] В сочетании с более широким сезонным диапазоном в Южном полушарии (см. Выше) это приводит к «поразительной полусферической асимметрии север-юг атмосферных и остаточных запасов воды Марса», а также к нынешней асимметрии между севером и югом. сезонных альбедо ледяной шапки ". Атмосфера Марса в настоящее время представляет собой «нелинейный насос воды в северное полушарие Марса».[29]

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 альтиметр 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: Карта марсоходов и Карта памяти Марса) (Посмотреть • обсуждать)


Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Грили Р. и Дж. Гест. 1987 г. Геологическая карта восточной экваториальной области Марса масштаба 1: 15 000 000. U. S. Geol. Сер. Разное. Вкладывать деньги. Карта I-802-B, Рестон, Вирджиния
  2. ^ Шарп, Р. (1973). "Марс беспокойный и хаотичный ландшафт" (PDF). J. Geophys. Res. 78 (20): 4073–4083. Bibcode:1973JGR .... 78.4073S. Дои:10.1029 / jb078i020p04073.
  3. ^ Уиттен, Доротея С. (1993). Образцы и творчество: этноэстетика и миры искусства в Америке. ISBN  978-0-8165-1247-8.
  4. ^ Plaut, J. et al. 2008. Радиолокационные свидетельства наличия льда в лопастных обломках в средне-северных широтах Марса. Луна и планетология XXXIX. 2290.pdf
  5. ^ Карр, М. 2006. Поверхность Марса. Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-87201-0
  6. ^ Squyres, S (1978). «Марсианский изрезанный местностью: поток эрозионных обломков». Икар. 34 (3): 600–613. Bibcode:1978Icar ... 34..600S. Дои:10.1016/0019-1035(78)90048-9.
  7. ^ Киффер, Хью Х. (октябрь 1992 г.). Марс: Карты. ISBN  978-0-8165-1257-7.
  8. ^ Леоне, Джованни (01.05.2014). «Сеть лавовых трубок как источник Labyrinthus Noctis и Valles Marineris на Марсе». Журнал вулканологии и геотермальных исследований. 277: 1–8. Bibcode:2014JVGR..277 .... 1л. Дои:10.1016 / j.jvolgeores.2014.01.011.
  9. ^ Леверингтон, Дэвид В. (2004-10-01). «Вулканические риллы, обтекаемые острова и происхождение каналов оттока на Марсе». Журнал геофизических исследований: планеты. 109 (E10): E10011. Bibcode:2004JGRE..10910011L. Дои:10.1029 / 2004JE002311. ISSN  2156-2202.
  10. ^ Леверингтон, Дэвид В. (15 сентября 2011 г.). «Вулканическое происхождение каналов оттока Марса: ключевые доказательства и основные последствия». Геоморфология. 132 (3–4): 51–75. Bibcode:2011 Geomo.132 ... 51L. Дои:10.1016 / j.geomorph.2011.05.022.
  11. ^ а б Леоне, Джованни (01.01.2016). «Выравнивание вулканических образований в южном полушарии Марса, вызванное миграцией мантийных плюмов». Журнал вулканологии и геотермальных исследований. 309: 78–95. Bibcode:2016JVGR..309 ... 78л. Дои:10.1016 / j.jvolgeores.2015.10.028.
  12. ^ Baker, D .; и другие. (2010). «Схема течения лопастных обломков и линейчатая долина заполняют к северу от Ismeniae Fossae, Марс: свидетельство обширного оледенения в средних широтах в поздней Амазонии». Икар. 207 (1): 186–209. Bibcode:2010Icar..207..186B. Дои:10.1016 / j.icarus.2009.11.017.
  13. ^ "HiRISE - Ледник? (ESP_018857_2225)". www.uahirise.org. В архиве из оригинала 30.05.2017.
  14. ^ Харгитай, Хенрик; Керестури, Акос (2015). Энциклопедия планетных форм рельефа - Спрингер. Дои:10.1007/978-1-4614-3134-3. ISBN  978-1-4614-3133-6.
  15. ^ Фрей, Х. В. (1 августа 2006 г.). «Ограничения воздействия и хронология основных событий в ранней истории Марса». Журнал геофизических исследований: планеты. 111 (E8): E08S91. Bibcode:2006JGRE..111.8S91F. Дои:10.1029 / 2005JE002449. ISSN  2156-2202.
  16. ^ McGill, G.E .; Squyres, S.W (1991). «Происхождение дихотомии марсианской коры: оценка гипотез». Икар. 93 (2): 386–393. Bibcode:1991Icar ... 93..386M. Дои:10.1016 / 0019-1035 (91) 90221-э.
  17. ^ Эндрюс-Ханна, Джеффри К .; Зубер, Мария Т .; Банердт, В. Брюс (2008). «Бассейн Бореалис и происхождение дихотомии марсианской коры». Природа. 453 (7199): 1212–1215. Bibcode:2008 Натур.453.1212A. Дои:10.1038 / природа07011. PMID  18580944.
  18. ^ Маринова, Маргарита М .; Ахаронсон, Одед; Асфауг, Эрик (26.06.2008). «Мегаударное формирование дихотомии полушария Марса». Природа. 453 (7199): 1216–1219. Bibcode:2008 Натур.453.1216M. Дои:10.1038 / природа07070. ISSN  0028-0836. PMID  18580945.
  19. ^ Эндрюс-Ханна, Джеффри К .; Зубер, Мария Т .; Банердт, В. Брюс (26 июня 2008 г.). «Бассейн Бореалис и происхождение дихотомии марсианской коры». Природа. 453 (7199): 1212–1215. Bibcode:2008 Натур.453.1212A. Дои:10.1038 / природа07011. ISSN  0028-0836. PMID  18580944.
  20. ^ Wilhelms, Don E .; Сквайрс, Стивен В. (1984-05-10). «Дихотомия марсианского полушария может быть результатом гигантского удара». Природа. 309 (5964): 138–140. Bibcode:1984 Натур.309..138Вт. Дои:10.1038 / 309138a0.
  21. ^ Леоне, Джованни; Tackley, Paul J .; Герия, Тарас В .; Мэй, Дэйв А. Чжу, Гуйчжи (28 декабря 2014 г.). «Трехмерное моделирование гипотезы столкновения южного полярного гиганта для происхождения марсианской дихотомии» (PDF). Письма о геофизических исследованиях. 41 (24): 2014GL062261. Bibcode:2014GeoRL..41.8736L. Дои:10.1002 / 2014GL062261. ISSN  1944-8007.
  22. ^ Сон (1994). «Марсианская тектоника плит». Цитировать журнал требует | журнал = (помощь)
  23. ^ Робертс, Джеймс Х .; Чжун, Шицзе (2006). «Конвекция степени 1 в марсианской мантии и происхождение дихотомии полушария». Журнал геофизических исследований. 111 (E6): E06013. Bibcode:2006JGRE..111.6013R. Дои:10.1029 / 2005je002668.
  24. ^ Вонг, Тереза; Соломатов, Вячеслав С (02.07.2015). «К законам масштабирования для инициирования субдукции на планетах земной группы: ограничения от двумерного моделирования стационарной конвекции». Прогресс науки о Земле и планетах. 2 (1): 18. Bibcode:2015PEPS .... 2 ... 18 Вт. Дои:10.1186 / с40645-015-0041-х. ISSN  2197-4284.
  25. ^ О'Рурк, Джозеф Дж .; Коренага, июн (01.11.2012). «Эволюция планет земной группы в режиме застойной крышки: размерные эффекты и образование самодестабилизирующейся коры». Икар. 221 (2): 1043–1060. arXiv:1210.3838. Bibcode:2012Icar..221.1043O. Дои:10.1016 / j.icarus.2012.10.015.
  26. ^ Frey, H .; Шульц, Р.А. (1988). «Большие ударные бассейны и происхождение мега-ударной дихотомии Марса». Geophys. Res. Латыш. 15 (3): 229–232. Bibcode:1988GeoRL..15..229F. Дои:10.1029 / gl015i003p00229.
  27. ^ Барлоу, Н. Марс: Введение в его внутреннюю часть, поверхность и атмосферу. Издательство Кембриджского университета, 2008 г.
  28. ^ Де Патерис, И., Лиссауэр, Дж. Планетарные науки, издательство Кембриджского университета
  29. ^ Clancy, R.T .; Гроссман, А. В .; и другие. (Июль 1996 г.). «Насыщение водяным паром на малых высотах вокруг марсианского афелия: ключ к климату Марса?». Икар. 122 (1): 36–62. Bibcode:1996Icar..122 ... 36C. Дои:10.1006 / icar.1996.0108.

внешняя ссылка