Лабіринт Ночі

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Лабіринт Ночі. Праворуч видно початок долин Маринера та кратер Аудеманс (темний та напівзруйнований). Мозаїка зі знімків «Вікінга-1» (1980)
Карта висот за даними лазерного альтиметра на супутнику Mars Global Surveyor. Ліворуч вгорі видно вулкан Pavonis Mons, ліворуч унизу — початок борозен Кларитас, праворуч — початок долин Маринера, згори — борозни Ночі
Околиці лабіринту Ночі (карта висот). Видно 4 великих вулкана Фарсиди (згори вниз: Олімп, Ascraeus Mons, Pavonis Mons та Arsia Mons)
Відповідність кольорів висотам
Лабіринт Ночі (Марс)
Лабіринт Ночі
Лабіринт Ночі на карті Марса
Західна частина лабіринту Ночі. Знімок «Маринера-9» (1972)
Ранковий туман над лабіринтом Ночі. Праворуч унизу — кратер Аудеманс. Знімок «Вікінга-1» (1976)
Дно одного з каньйонів лабіринту великим планом. Видно дюни і шаруваті відкладення. Знімок апарату Mars Reconnaissance Orbiter (2009)
Мозаїка з інфрачервоних знімків, отриманих апаратом Mars Odyssey

Лабіринт Ночі (лат. Noctis Labyrinthus[1]) — найбільший лабіринт Марса[2]. Це комплекс численних каньйонів, що перетинаються один з одним та простягаються на 1200 км[1], з'єднуючи західний кінець долин Маринера з північним кінцем борозен Кларитас. Центр лабіринту має координати 6°24′ пд. ш. 101°12′ зх. д. / 6.4° пд. ш. 101.2° зх. д. / -6.4; -101.2[1]

Відкриття та найменування[ред.ред. код]

Лабіринт Ночі успадкував ім'я озера Ночі (лат. Noctis Lacus) — темної деталі альбедо, яку виявили за допомогою наземних спостережень ще в XIX столітті[1][3]. Це маленька пляма, видимість якої дуже мінлива[3][4]. У 1971–1972 роках космічний апарат «Маринер-9» отримав перші детальні знімки цієї області[5][6], і виявилося, що озеро Ночі — це темна (східна) частина великої системи каньйонів[7][8]. 1973 року Міжнародний астрономічний союз затвердив для неї назву Noctis Labyrinthus[1] (лабіринт Ночі). Це перший лабіринт Марса, що отримав назву, та найбільший з них[2].

Розташування[ред.ред. код]

Лабіринт Ночі розташований на піднятті, що досягає висоти 11 км[9]. Це друге за висотою та площею нагір'я Марса[10], а на заході воно переходить у перше за обома показниками — провінцію Фарсида. На півдні лабіринт Ночі межує з плато Сирія, на південному сході — з плато Синай та плато Сонця. З півночі від нього відходять численні борозни, що отримали назву «борозни Ночі», з південного заходу — система борозен Кларитас, а зі сходу — каньйон Іо та каньйон Тітона, якими починаються долини Маринера. Крім того, з південно-східним краєм лабіринту Ночі сполучається частково зруйнований 124-кілометровий кратер Аудеманс[11][12][13][14].

Опис[ред.ред. код]

Каньйони, які утворюють лабіринт Ночі, являють собою грабени[9][15]. У багатьох місцях на них накладаються округлі заглиблення (можливо, кратери, розширені ерозією)[16]. Глибина каньйонів досягає кількох кілометрів[17][18]. Їх дно більшою частиною вкрите піском та пилом, принесеними вітром. Місцями видно піщані дюни[17].

На стінках каньйонів видно відслонення численних шарів гірських порід. Зокрема, там є шари вулканічного попелу та застиглої лави — не лише більш древні, але й більш молоді, ніж самі каньйони. У породах на дні цих западин за спектрами у видимій та інфрачервоній області, отриманим апаратом Mars Reconnaissance Orbiter, виявлені гідратовані сульфати, силікати, опал, глини, а також інші мінерали і гірські породи[19].

Туман та хмари[ред.ред. код]

Вранці над лабіринтом Ночі піднімається туман, що складається з кристаликів водяного льоду. Причина цього точно не відома. Можливо, справа в тому, що західні схили каньйонів ввечері працюють як пастки для водяної пари (як найхолодніші місця в цей час доби), а вранці, стаючи найтеплішими місцями, віддають цю пару. Піднімаючись та охолоджуючись, вона конденсується у кристалики[20].

Крім того, коли Марс знаходиться поблизу перигелію, над лабіринтом Ночі і долинами Маринера з'являються високі (40—50 км) хмари. Східний вітер витягає їх уздовж екватора та зносить на захід, де вони поступово розмиваються. Їх довжина сягає кількох сотень (до тисячі) кілометрів, а ширина — кількох десятків. Складаються вони, судячи з умов в цих шарах атмосфери, теж з водяного льоду. Вони достатньо густі та відкидають на поверхню добре помітні тіні. Їх появу пояснюють тим, що нерівності рельєфу вносять збурення в повітряні потоки, спрямовуючи їх угору. Там вони охолоджуються, а водяна пара, що міститься в них, конденсується[21].

Походження та історія[ред.ред. код]

Морфологія каньйонів лабіринту Ночі показує, що він утворився завдяки тектонічним процесам — розтягуванню та розтріскуванню поверхні[15][16]. Ймовірно, це було наслідком її підняття[18]. Накладення каньйонів лабіринту на інші деталі рельєфу дає можливість з'ясувати, в якому порядку вони утворилися. За цими даними видно, що тектонічна активність у цьому районі йшла в кілька етапів. Тривала вона, можливо, 2—3 млрд років[18].

Каньйони лабіринту Ночі прорізані в лавових рівнинах, що сформувалися, ймовірно, в кінці нойської — кінці гесперійськой ери (близько 3,7—3,0 млрд років тому)[22]. Вік самого лабіринту одні дослідники оцінюють як пізньогесперійський — ранньоамазонійський (3—2 млрд років)[19][22][18], інші — як пізньонойський — ранньогесперійський[15] (близько 3,7 млрд років). Ймовірно, цей лабіринт сформувався одночасно з долинами Маринера[15][18]. Борозни Ночі і борозни Кларитас утворилися, ймовірно, раніше лабіринту Ночі[18][23][15] та одночасно одні з одними[18]. Їх вік оцінюють як пізньонойський — ранньогесперійський[18]. Крім того, в околицях лабіринту є деяка кількість розломів, які утворювалися і в інші часи (і раніше, і пізніше за нього). Щодо кратеру Аудеманс, неясно, чи він старший, чи молодший за лабіринт[14].

Причини тектонічної активності в районі лабіринту Ночі і долин Маринера точно не відомі[17]. Можливо, поява найдавніших розломів в області лабіринту була наслідком розтягування поверхні під час підняття провінції Фарсида та сусідніх ділянок[16]. Великі каньйони з'явилися пізніше — разом з долинами Маринера[15][16]. Деякі автори припускають зв'язок найдавніших розломів в області лабіринту з ударним утворенням рівнини Ісіди. За цією версією, сейсмічні хвилі від цього удару сконцентрувалися на протилежному боці Марса — в околицях точки 15°00′ пд. ш. 91°00′ зх. д. / 15.0° пд. ш. 91° зх. д. / -15.0; -91, яка розташована приблизно за 400 км від центру лабіринту Ночі[10][24].

Відносно недавно (50—100 млн років тому) деякі каньйони були частково заповнені попелом та лавою вулканів Фарсиди та плато Сирія[25][23]. Пізніше частина цих порід знесла ерозія[25]. На сучасний вигляд цієї області вони вплинули відносно мало[23].

Морфологія деяких шарів порід вказує на те, що їх осадження йшло одночасно з розкриттям каньйонів. Слідів водних потоків в околицях лабіринту Ночі не виявлено, і припускають, що знайдені там гідратовані мінерали з'явилися завдяки підземним водам або таненню снігів. Ймовірно, іноді каньйони навіть частково заповнювалися водою[19].

Знайдено там і деталь рельєфу, для якої деякі дослідники припускають льодовикове походження. Це пагорб діаметром близько 2 км, у якого північно-східний схил набагато крутіший за протилежний. Знаходиться він за координатами 8°20′ пд. ш. 93°40′ зх. д. / 8.33° пд. ш. 93.66° зх. д. / -8.33; -93.66[25]

У деяких каньйонах лабіринту Ночі вологі та нейтральні умови зберігалися ще довго після того, як в цілому на Марсі вони змінилися сухими та кислими[19][26]. Порівняння віку різних мінералів Марса показує, що зміна нейтральних умов на кислі відбулася між нойською та гесперійською ерою. На це вказує, зокрема, те, що для нойської ери було характерним відкладення смектитів, а для гесперійської — сульфатів. Крім того, з часом клімат ставав все сухішим: виявлені на Марсі гідратовані мінерали належать переважно до першого мільярду років його історії (до ранньогесперійского часу)[25][26]. Але в деяких каньйонах лабіринту Ночі вологі і нейтральні умови зберігалися ще в гесперійській і, можливо, на початку амазонської ери[19]. Там виявлено і більш молоді гідратовані породи (пізньоамазонські, < 100 млн років), але вони могли сформуватися і за клімату, аналогічного до сучасного[25].

Примітки[ред.ред. код]

  1. а б в г д «Noctis Labyrinthus». Gazetteer of Planetary Nomenclature (англ.). International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). 2006-10-01. Архів оригіналу за 2013-04-08. Процитовано 2014-06-15. 
  2. а б «Nomenclature Search Results. Mars. Labyrinthus, labyrinthi». Gazetteer of Planetary Nomenclature (англ.). International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Архів оригіналу за 2013-04-08. Процитовано 2014-06-15. 
  3. а б Antoniadi E. M. (1975). The Planet Mars. Keith Reid Limited. с. 190–191. ISBN 0-904094-146. 
  4. Price F. W. (2000). The Planet Observer's Handbook (вид. 2). Cambridge University Press. с. 165. ISBN 0-521-78981-8. 
  5. Jet Propulsion Laboratory 1971 Annual Report. 1972. с. 8–9. Архів оригіналу за 2014-06-15. 
  6. Sheehan W. (1996). «Chapter 12. Mariner 9». The Planet Mars: A History of Observation and Discovery. The University of Arizona Press. Архів оригіналу за 2014-06-15. 
  7. Frey H. (1974). «Surface features on Mars: Ground-based albedo and radar compared with Mariner 9 topography». Journal of Geophysical Research 79 (26). с. 3907–3916. Bibcode:1974JGR....79.3907F. doi:10.1029/JB079i026p03907. Архів оригіналу за 2014-06-15. 
  8. «Марс (наименование деталей на поверхности)». Большая советская энциклопедия (вид. 3). Москва: Советская энциклопедия. 1969–1978. 
  9. а б Masson P. (1980). «Contribution to the structural interpretation of the Valles Marineris-Noctis Labyrinthus-Claritas Fossae regions of Mars». The moon and the planets 52 (2). с. 211–219. Bibcode:1980M&P....22..211M. doi:10.1007/BF00898432. 
  10. а б Peterson J. E. (1978). «Antipodal Effects of Major Basin-Forming Impacts on Mars». Lunar and Planetary Science IX. Abstract. TKO. с. 885–886. Bibcode:1978LPI.....9..885P. 
  11. «Oudemans». Gazetteer of Planetary Nomenclature (англ.). International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). 2010-11-17. Архів оригіналу за 2013-04-08. Процитовано 2014-06-15. 
  12. «Карта Марса». Московский государственный университет геодезии и картографии. 1982. Архів оригіналу за 2012-12-05. Процитовано 2014-06-15.  (масштаб 1:20 000 000, назви російською)
  13. Карта на сайті Gazetteer of Planetary Nomenclature (0,9 Мб)
  14. а б Mest S. C., Weitz C. M., Tornabene L. L. (2011). «Correlation of Low-Albedo Deposits on the Floors of Oudemans Crater and Southeast Noctis Labyrinthus». 42nd Lunar and Planetary Science Conference, held March 7–11, 2011 at The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 1608, p.2547. Bibcode:2011LPI....42.2547M. 
  15. а б в г д е Bistacchi N., Massironi M., Baggio P. (2004). «Large-scale fault kinematic analysis in Noctis Labyrinthus (Mars)». Planetary and Space Science 52 (1–3). с. 215–222. Bibcode:2004P&SS...52..215B. doi:10.1016/j.pss.2003.08.015. 
  16. а б в г Masson P. (1985). «Origin and evolution of the Valles Marineris region of Mars». Advances in Space Research 5 (8). с. 83–92. Bibcode:1985AdSpR...5...83M. doi:10.1016/0273-1177(85)90244-3. 
  17. а б в Gurgurewicz J. (2005). «Petrography and structures of Noctis Labyrinthus (Valles Marineris, Mars): preliminary results». Mineralogical Society of Poland – special papers 26. с. 171–174. Архів оригіналу за 2006-05-28. 
  18. а б в г д е ж и Tanaka K. L., Davis P. A. (1988). «Tectonic history of the Syria Planum province of Mars». Journal of Geophysical Research 93 (B12). с. 14893–14917. Bibcode:1988JGR....9314893T. doi:10.1029/JB093iB12p14893. 
  19. а б в г д Weitz C. M., Bishop J. L., Thollot P., Mangold N., Roach L. H. (2011). «Diverse mineralogies in two troughs of Noctis Labyrinthus, Mars». Geology 39 (10). с. 899–902. Bibcode:2011LPI....42.1724W. doi:10.1130/G32045.1. 
  20. NASA/JPL/USGS (2001-02-21). «PIA03213: Noctis Labyrinthus» (англ.). photojournal.jpl.nasa.gov. Архів оригіналу за 2013-03-21. Процитовано 2014-06-15. 
  21. Clancy R. T., Wolff M. J., Cantor B. A., Malin M. C., Michaels T. I. (2011). «Valles Marineris cloud trails». Journal of Geophysical Research: Planets 114 (E11). Bibcode:2009JGRE..11411002C. doi:10.1029/2008JE003323. 
  22. а б Tanaka K. L. (1997). «Origin of Valles Marineris and Noctis Labyrinthus, Mars, by structurally controlled collapse and erosion of crustal materials». Conference Paper, 28th Annual Lunar and Planetary Science Conference, p. 413. Bibcode:1997LPI....28.1413T. 
  23. а б в Tanaka K. L., Davis P. A. (1987). «History and morphology of faulting in the Noctis Labyrinthus — Claritas Fossae region of Mars». Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference 18. с. 994–995. Bibcode:1987LPI....18..994T. 
  24. Williams D. A., Greeley R. (1994). «Assessment of antipodal-impact terrains on Mars». Icarus 110 (2). с. 196–202. Bibcode:1994Icar..110..196W. doi:10.1006/icar.1994.1116. 
  25. а б в г д Mangold N., Roach L., Milliken R., Le Mouélic S., Ansan V., Bibring J. P., Masson Ph., Mustard J. F., Murchie S., Neukum G. (2010). «A Late Amazonian alteration layer related to local volcanism on Mars». Icarus 207 (1). с. 265–276. Bibcode:2010Icar..207..265M. doi:10.1016/j.icarus.2009.10.015. Архів оригіналу за 2014-06-15. 
  26. а б Thollot P., Mangold N., Le Mouélic S., Milliken R. E., Roach L. H., Mustard J. F. (2010). «Recent Hydrated Minerals in Noctis Labyrinthus Chasmata, Mars». First International Conference on Mars Sedimentology and Stratigraphy, held April 19-21, 2010 in El Paso, Texas. LPI Contribution No. 1547, p.64. Bibcode:2010LPICo1547...64T. 

Література[ред.ред. код]

Посилання[ред.ред. код]