Квадрангл Mare Acidalium

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Квадрангл Mare AcidaliumSaturn transparent.png
USGS-Mars-MC-4-MareAcidaliumRegion-mola.png
Карта квадрангла Mare Acidalium, створена на основі даних орбітального альтиметра Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA). Червоний відповідає найвищим точкам, а синій — найнижчим.
Координати 47°30′ пн. ш. 30°00′ зх. д. / 47.5° пн. ш. 30° зх. д. / 47.5; -30Координати: 47°30′ пн. ш. 30°00′ зх. д. / 47.5° пн. ш. 30° зх. д. / 47.5; -30
Знімок квадрангла Mare Acidalium (MC-4). На фото чітко видно великі кратери — Ломоносов (вгорі справа, скраю) та Куновскі (вгорі справа). Знамените «обличчя» на Марсі розташоване у місцевості Cydonia Mensae (внизу справа).

Квадрангл Mare Acidalium це — одна із серії 30 квадранглових (чотирикутних) карт планети Марс, які були розроблені й створені Геологічною службою США (USGS) в рамках дослідницької програми Astrogeology Research Program. Даний квадрангл розташований у північно-східній частині західної півкулі Марса, і покриває територію від 300° до 360° східної довготи ((від 0° до 60° західної довготи) та від 30° до 65° північної широти. Мапа квадрангла створена з використанням конформної конічної проекції Ламберта при масштабі 1:5 000 000 (1:5M). Іноді для означення квадрангла Mare Acidalium використовується скорочення MC-4 (Mars Chart-4).[1]

Північна та південна межі квадрангла в довжину становлять приблизно 3 065 км та 1 500 км, відповідно. Протяжність із півночі на південь дорівнює близько 2 050 км (трішки менше, ніж довжина Гренландії).[2] Квадрангл покриває територію площею, приблизно, 4.9 мільйонів квадратних кілометрів, іншими словами — трішки більше, ніж 3% всієї поверхні Марса.[3]

Даний регіон містить дуже багато яскравих цяток на темному фоні поверхні, які можуть бути грязьовими вулканами. Також присутні утворення на поверхні у формі ярів, які, як вважається, могли сформуватись під впливом порівняно недавніх потоків рідкої води.[4]

Походження назви[ред.ред. код]

Mare Acidalium (Ацидалійське море) — це назва видимої із телескопа альбедо-деталі на поверхні Марса, центр якої розташований приблизно у точці 45° пн. ш. 330° сх. д. / 45° пн. ш. 330° сх. д. / 45; 330. У свою чергу, ця деталь отримала свою назву від криниці чи фонтану у Беотії, Греція. Згідно із класичною легендою, ця криниця була місцем, де купалися богиня Венера три Грації. Назва була затверджена Міжнародним астрономічним союзом (IAU) у 1958 році.[5]

Фізична географія та геологія[ред.ред. код]

Квадрангл містить чимало цікавих об'єктів, в тому числі — яри та ймовірні берегові лінії древнього північного океану. Деякі області мають густі геологічні нашарування. Межа між південними височинами та північними низинами проходить через Mare Acidalium.[6] Місцевість, яка користується широкою популярністю серед громадськості, відома під назвою «Обличчя на Марсі», розташована поблизу точки із координатами 40.8 градусів північної широти та 9.6 градусів західної довготи, в регіоні під назвою Кідонія. Після того, як космічний апарат Mars Global Surveyor дослідив його за допомогою своєї камери із високою роздільністю, гадане «обличчя» виявилось всього лиш столовою горою, поруйнованою внаслідок ерозії.[7] На території Mare Acidalium міститься система каньйонів під назвою Kasei Valles. Ця гігантська система у деяких місцях досягає в ширину навіть 300 миль (483 км), тоді як земний Великий Каньйон має в ширину всього лиш 18 миль (29 км).[8]

Яри[ред.ред. код]

Знімок Arcadia Colles нижче, виконаний камерою HiRISE, демонструє яри, які можна побачити у північній півкулі Марса. Яри утворюються на стрімких схилах, особливо на схилах кратерів. Вважається, що ці яри є порівняно молодими утвореннями, оскільки вони дуже слабо (якщо взагалі) поруйновані кратерами, а також зазвичай розташовуються на верхніх частинах піщаних дюн, які вже самі по собі є молодими. Зазвичай кожен такий яр має альков, основний канал та лійкоподібне «гирло». Хоча досі було висловлено чимало припущень стосовно походження цих ярів, найпопулярніші з них стверджують, що яроутворення було спричинене потоками рідкої води, яка виходила або з підземного водоносного горизонту, або із залишків древнього льодовика.[4]

Існують ознаки, які можуть слугувати підтвердженнями для обидвох теорій. Більшість альковів — верхівок ярів — виникли на одному й тому ж рівні, як цього можна було б очікувати від водоносного горизонту. Різноманітні вимірювання та підрахунки свідчать про те, що вода в рідкому стані могла існувати у водоносному горизонті на тих глибинах, на яких починаються сучасні яри.[4] В одному з варіантів цієї моделі підняття гарячої магми із внутрішніх шарів планети могло розтопити лід під поверхнею і тим самим спричинити появу потоків води у водоносних горизонтах. Водоносні горизонти — це шари, які дають воді можливість утворювати потоки. Вони можуть складатись із пористого пісковика. Такий шар був би розміщений на іншому шарі, який є навпаки, водонепроникним, і таким чином не дає воді просочуватися глибше. Єдиний напрямок у якому спіймана у таку пастку вода могла б текти — це горизонтальний. У такому випадку вода могла б витікати на поверхню у місці, де водний горизонт досягає якогось розлому, наприклад, стінки кратера. На Землі такі водні горизонти є досить поширеними. Чудовим прикладом одного з них є «Скеля, що плаче» у національному парку Зайон, що у штаті Юта.[9]

З іншого боку, існують докази того, що можлива й альтернативна теорія появи ярів, оскільки поверхня Марса покрита товстим шаром гладкої мантії, яка, вважається, є сумішшю льоду та пилу. Такий багатий на лід покрив, товщиною у декілька метрів, згладжує загальний рельєф, проте у деяких місцях має вибоїсту текстуру, нагадуючи поверхню м'яча для баскетболу. За певних умов лід міг би розтанути та стікати потоками по схилах, тим самим формуючи яри. Але оскільки на цій мантії є дуже мало кратерів, вона є порівняно молодою. Вигляд цієї мантії чудово демонструє знімок обідка кратера Птолемей, виконаний камерою HiRISE.

Зміни в орбіті Марса та її нахил спричинюють значні зміни у розповсюдженні водяного льоду із полярних регіонів у нижчі широти. Протягом певних кліматичних періодів вода у формі пари виходить із полярного льоду та проникає в атмосферу. Потім вода повертається в ґрунт, але вже у нижчих широтах, відкладаючись у вигляді льоду чи снігу, щедро розбавленого пилюкою. Атмосфера Марса містить чимало дрібнозернистих частинок пилу. Водні випари конденсуються на частинках, а тоді важкі частинки із водою падуть та скупчуються на поверхні. Коли лід із поверхні просочується в атмосферу, по собі він залишає пил, який становить захисний покрив для решти льоду.[10]

Кратери[ред.ред. код]

Метеоритні кратери зазвичай мають краї у формі круглого обідка із виверженими породами навколо нього, тоді як вулканічні кратери зазвичай не мають такого обідка чи бічних вивержень.[11] Іноді в кратерах можна побачити різні геологічні шари. Оскільки зіткнення, в результаті якого утворюється кратер, має форму надпотужного вибуху, скельні породи у вигляді кам'яних уламків викидаються на поверхню, а отже, в кратері відкривається те, що до цього перебувало глибоко під поверхнею.

Грязьові вулкани[ред.ред. код]

Великі ділянки квадрангла Mare Acidalium на знімках мають велику кількість яскравих цяток, які добре виділяються на темному фоні поверхні. Припускають, що ці цятки є грязьовими вулканами.[12] Було нанесено на карту понад 18 000 таких деталей поверхні, середнє значення діаметру яких становить близько 800 метрів.[13] Регіон Mare Acidalium міг отримувати значну кількість грязі та рідини із проточних каналів, тож у цій місцевості могло призбиратися досить багато грязі. Було виявлено, що яскраві кургани містять кристалічні оксиди заліза. Грязьовий вулканізм у цій місцевості може мати надзвичайно велике значення, оскільки саме тут могли утворитися підземні резервуари та канали глибинних вод, які могли проіснувати набагато довше, ніж всі інші ймовірні водойми на Марсі. Вони могли становити середовище, придатне для життя мікроорганізмів. Грязьові вулкани також можуть вивергати зразки породи із глибинних шарів, а ці зразки могли б бути вивченими роботами.[13]

Галерея[ред.ред. код]

Див. також[ред.ред. код]

Примітки[ред.ред. код]

  1. (англ.)Davies, M.E.; Batson, R.M.; Wu, S.S.C. «Geodesy and Cartography» in Kieffer, H.H.; Jakosky, B.M.; Snyder, C.W.; Matthews, M.S., Eds. Mars. University of Arizona Press: Tucson, 1992.
  2. (англ.)«Distances calculated using NASA World Wind measuring tool». 
  3. (англ.)«Calculating area enclosed by arbitrary polygon on earths surface». Approximated by integrating latitudinal strips with area of R² (L1-L2)(cos(A)dA) from 30° to 65° latitude; where R = 3889 km, A is latitude, and angles expressed in radians. 
  4. а б в (англ.)Heldmann, J. and M. Mellon. Observations of martian gullies and constraints on potential formation mechanisms. 2004. Icarus. 168: 285–304.
  5. (англ.)«USGS Gazetteer of Planetary Nomenclature. Mars.». 
  6. (англ.)«Complex Crater in Arabia Terra». 
  7. (англ.)«Highest-Resolution View of "Face on Mars"». 
  8. (англ.)«(Almost) Silent Rolling Stones in Kasei Valles». 
  9. Harris, A and E. Tuttle. 1990. Geology of National Parks. Kendall/Hunt Publishing Company. Dubuque, Iowa
  10. (англ.)MLA NASA/Jet Propulsion Laboratory (2003, December 18). Mars May Be Emerging From An Ice Age. ScienceDaily. Retrieved February 19, 2009, from /releases/2003/12/031218075443.htm Ads by GoogleAdvertise
  11. (англ.)Hugh H. Kieffer (1992). Mars. University of Arizona Press. ISBN 978-0-8165-1257-7. Процитовано 07-03-2011. 
  12. (англ.)Grotzinger, J. and R. Milliken (eds.) (2012). «Sedimentary Geology of Mars». SEPM. 
  13. а б (англ.)Oehler, D., C. Allen (2010). «Evidence for pervasive mud volcanism in Acidalia Planitia, Mars» 208. Icarus. с. 636–657. 
Mars Quad Map
Опис зображення
MC-04
Mare Acidalium