Czworokąt Arkadii

Czworokąt Arkadii
	Mapa czworoboku Arkadii z danych Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA). Najwyższe wzniesienia są czerwone, a najniższe niebieskie.
Współrzędne	Współrzędne :

Obraz czworokąta Arkadii (MC-3). Południowa część obejmuje duży wulkan tarczowy Alba Patera i prowincję Tempe Terra z wieloma uskokami , która obejmuje wiele małych wulkanów.

Położenie czworoboku Arkadii. Czworokąt Arkadii znajduje się w północno-środkowej części północno-zachodniej półkuli Marsa, w północnej części wulkanicznej prowincji Tharsis.

Czworokąt Arkadii ( jest jedną z serii 30 czworokątnych map Marsa używanych przez Program Badań Astrogeologicznych Amerykańskiej Służby Geologicznej USGS) . Czworokąt znajduje się w północno-środkowej części zachodniej półkuli Marsa i obejmuje 240° do 300° długości geograficznej wschodniej (60° do 120° długości geograficznej zachodniej) i 30° do 65° szerokości geograficznej północnej. Czworokąt wykorzystuje konforemną projekcję stożkową Lamberta w nominalnej skali 1: 5 000 000 (1: 5 M). Czworokąt Arkadii jest również określany jako MC-3 (Mars Chart-3).

Południowa i północna granica czworoboku Arkadii mają odpowiednio około 3065 km i 1500 km szerokości. Odległość z północy na południe wynosi około 2050 km (nieco mniej niż długość Grenlandii). Czworokąt zajmuje powierzchnię około 4,9 miliona kilometrów kwadratowych, czyli nieco ponad 3% powierzchni Marsa. Region zwany Tempe Terra znajduje się w czworoboku Arkadii.

Kilka cech znalezionych w tym czworokącie jest interesujących, zwłaszcza wąwozy, które, jak się uważa, są spowodowane stosunkowo niedawnymi przepływami wody w stanie ciekłym. Ciemne smugi na zboczach i ślady diabła pyłowego mogą mieć uderzający wygląd.

Pochodzenie nazwy

Arkadia to nazwa teleskopowego obiektu albedo znajdującego się na Marsie na 45° szerokości geograficznej północnej (N) i 260° długości geograficznej wschodniej (E). Obiekt został nazwany na cześć górzystego regionu w południowej Grecji. Nazwa została zatwierdzona przez Międzynarodową Unię Astronomiczną (IAU) w 1958 roku.

Fizjografia i geologia

Czworokąt zawiera Alba Patera , największy wulkan (pod względem powierzchni i objętości) w Układzie Słonecznym , Mareotis Fossae i Tempe, a także Tempe Terra , silnie spękany blok starożytnej skorupy o wielkości Alaski.

Dół

Duże doliny (długie, wąskie zagłębienia) nazywane są fossae w języku geograficznym używanym na Marsie. Termin ten pochodzi z łaciny; dlatego fossa jest w liczbie pojedynczej, a fossae w liczbie mnogiej. Te koryta tworzą się, gdy skorupa jest rozciągana, aż pęknie. Rozciąganie może być spowodowane dużą masą pobliskiego wulkanu. Kratery Fossae / pit są powszechne w pobliżu wulkanów w systemie wulkanów Tharsis i Elysium. Koryto często ma dwie przerwy, a środkowa część przesuwa się w dół, pozostawiając strome urwiska po bokach; takie koryto nazywa się graben. Lake George w północnym stanie Nowy Jork to jezioro, które znajduje się w rowie. Kratery w dole są często kojarzone z grabenem. Kratery dołkowe nie mają wokół siebie obręczy ani wyrzutów, tak jak kratery uderzeniowe. Badania wykazały, że na Marsie uskok może mieć głębokość nawet 5 km, czyli pęknięcie w skale schodzi do 5 km. Ponadto pęknięcie lub uskok czasami się rozszerza lub rozszerza. To poszerzenie powoduje utworzenie pustej przestrzeni o stosunkowo dużej objętości. Kiedy materiał powierzchniowy wsuwa się w pustkę, tworzy się krater w dół lub łańcuch kraterów w dół. Na Marsie pojedyncze kratery mogą łączyć się, tworząc łańcuchy, a nawet koryta, które czasami są ząbkowane. Zasugerowano inne pomysły dotyczące tworzenia dołów i kraterów. Istnieją dowody na to, że są one związane z groblami magmy. Magma może poruszać się pod powierzchnią, rozbijając skały i, co ważniejsze, topniejąc lód. Wynikające z tego działanie spowodowałoby pęknięcie na powierzchni. Kratery w dół nie są powszechne na Ziemi. Zapadliska , w których ziemia wpada do dziury (czasem w środku miasta) przypominają kratery na Marsie. Na Ziemi te dziury są spowodowane wapienia , powodując w ten sposób pustkę.

Znajomość lokalizacji i mechanizmów powstawania kraterów i dołów jest ważna dla przyszłej kolonizacji Marsa, ponieważ mogą one być zbiornikami wody. W czworoboku Arkadii znajduje się wiele rowów. Poniższe zdjęcia przedstawiają przykłady rowów w Arkadii.

Graben w pobliżu Alba Patera widziany przez THEMIS . Graben i catenae, cechy upadku, oba spowodowane uskokami . Kiedy skorupa jest rozciągana, tworzą się uskoki i materiał wpada w puste przestrzenie powstałe w wyniku rozciągania. Wulkany Uranius Tholus (górny) i Ceraunius Tholus (największy) są widoczne w szerokim kontekście, poniżej i na prawo od Alba Patera .
Siły z różnych kierunków spowodowały ukształtowanie się tego kompleksu rowów . Zdjęcie zrobione przez THEMIS.
Mareotis Fossae widziany przez HiRISE .
Tempe Fossae Sinious Channel widziany przez HiRISE.
Koryto proste to dół, który można by sklasyfikować jako rów. Zakrzywione kanały mogły przenosić lawę / wodę z dołu. Zdjęcie zrobione HiRISE w ramach programu HiWish .
Koryta z ciemnymi smugami na zboczach , widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Linia dołów widziana przez HiRISE w ramach programu HiWish Fossae często zaczyna się od linii dołów.
Doły w płytkiej rynnie, widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Koryta (Fossae), widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Koryta (Fossae), widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish Wydaje się, że koryta wycięły część krateru.
Kanały wychodzące z koryta, widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish

Ślady pyłowego diabła

Wiele obszarów na Marsie, w tym czworobok Arkadii, doświadcza przejścia gigantycznych diabłów pyłowych . Cienka warstwa drobnego, jasnego pyłu pokrywa większą część powierzchni Marsa. Kiedy diabeł pyłowy przechodzi, zdmuchuje powłokę i odsłania leżącą pod nią ciemną powierzchnię. Diabły pyłowe były widziane z ziemi iz orbity. Wydmuchali pył z paneli słonecznych dwóch łazików na Marsie, znacznie wydłużając w ten sposób ich życie. Bliźniacze łaziki zostały zaprojektowane tak, aby działały przez trzy miesiące, zamiast tego przetrwały ponad sześć lat. Pierwszy łazik, Spirit , był ostatnio słyszany w marcu 2010 roku. Opportunity kontynuował badania Marsa przez ponad 14 lat, a jego misja zakończyła się w sierpniu 2018 roku. Wykazano, że układ torów zmienia się co kilka miesięcy. Poniższy obraz z HiRISE pokazuje ślady diabła pyłowego w kształcie X-ów i można go kliknąć, aby powiększyć widok, aby wyraźnie zobaczyć ślady.

Tantal Fossae widziany przez HiRISE. Kliknij na zdjęcie, aby zobaczyć ślady diabła pyłowego.

Ciemne smugi na zboczu

W wielu miejscach na Marsie widać ciemne smugi na stromych zboczach, takich jak ściany kraterów. Wydaje się, że najmłodsze smugi są ciemne; potem stają się lżejsze z wiekiem. Często zaczynają się jako małe wąskie miejsce, a następnie rozszerzają się i ciągną w dół przez setki metrów. Widziano, jak podróżują wokół przeszkód, takich jak głazy. Wysunięto kilka pomysłów na wyjaśnienie smug. Niektóre dotyczą wody lub nawet wzrostu organizmów. Najszerzej przyjmuje się, że przedstawiają one lawiny pyłu. W miejscach pokrytych kurzem pojawiają się smugi. Po usunięciu cienkiej warstwy kurzu powierzchnia pod spodem jest ciemna. Znaczna część powierzchni Marsa jest pokryta pyłem. Drobny pył osadza się w atmosferze pokrywając wszystko. Wiele wiadomo o tym pyle, ponieważ panele słoneczne łazików marsjańskich pokrywają się pyłem, zmniejszając w ten sposób energię elektryczną. Moc łazików była wielokrotnie przywracana przez wiatr, w postaci diabłów pyłowych, czyszczenia paneli i zwiększania mocy. Burze piaskowe są częste, zwłaszcza gdy zaczyna się sezon wiosenny na półkuli południowej. W tym czasie Mars jest o 40% bliżej Słońca. Orbita Marsa jest znacznie bardziej eliptyczna niż orbita Ziemi. Różnica między punktem najdalszym od Słońca a punktem położonym najbliżej Słońca jest bardzo duża dla Marsa, ale tylko niewielka dla Ziemi. Co kilka lat całą planetę ogarnia globalna burza piaskowa. Kiedy przybył statek NASA Mariner 9 , nic nie było widać przez burzę piaskową. ^{[ potrzebna strona ]} Od tego czasu zaobserwowano również inne globalne burze piaskowe.

Badania, opublikowane w styczniu 2012 r. w czasopiśmie Icarus, wykazały, że ciemne smugi zostały zainicjowane przez podmuchy powietrza z meteorytów poruszających się z prędkością ponaddźwiękową. Zespołem naukowców kierowała Kaylan Burleigh, studentka Uniwersytetu Arizony. Po zliczeniu około 65 000 ciemnych smug wokół miejsca uderzenia grupy 5 nowych kraterów pojawiły się wzory. Liczba smug była największa bliżej miejsca uderzenia. Więc uderzenie w jakiś sposób prawdopodobnie spowodowało smugi. Również rozkład smug tworzył wzór z dwoma skrzydłami rozciągającymi się od miejsca uderzenia. Zakrzywione skrzydła przypominały bułaty, zakrzywione noże. Ten wzorzec sugeruje, że interakcja podmuchów powietrza z grupy meteorytów strząsnęła pył na tyle, by wywołać lawiny pyłowe, które utworzyły wiele ciemnych smug. Początkowo sądzono, że trzęsienie ziemi spowodowane uderzeniem spowodowało lawiny pyłu, ale gdyby tak było, ciemne smugi byłyby rozmieszczone symetrycznie wokół uderzeń, zamiast skupiać się w zakrzywionych kształtach. Tractus Catena , wykonanym przez HiRISE, widać ciemne smugi .

Tractus Catena widziany przez HiRISE. Pasek wagi ma 1000 metrów długości. Kliknij obraz, aby dobrze zobaczyć ciemne smugi na zboczu.
Koryto z ciemnymi smugami nachylenia , widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Ciemne smugi na zboczach, widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Ciemne smugi na zboczach w kraterze, widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish

Wąwozy marsjańskie

Czworokąt Arkadii to miejsce, w którym znajdują się wąwozy, które mogą być spowodowane niedawnym przepływem wody. Wąwozy występują na stromych zboczach, zwłaszcza na ścianach kraterów. Uważa się, że wąwozy są stosunkowo młode, ponieważ mają niewiele kraterów, jeśli w ogóle. Ponadto leżą na szczycie wydm, które same w sobie są uważane za dość młode. Zwykle każdy wąwóz ma wnękę, kanał i fartuch. Niektóre badania wykazały, że wąwozy występują na zboczach skierowanych we wszystkich kierunkach, inne wykazały, że większa liczba wąwozów znajduje się na zboczach skierowanych na biegun, zwłaszcza od 30 do 44 S.

Chociaż zaproponowano wiele pomysłów na ich wyjaśnienie, najpopularniejsze dotyczą ciekłej wody pochodzącej z warstwy wodonośnej , z topnienia u podstawy starych lodowców lub z topnienia lodu w ziemi, gdy klimat był cieplejszy. Ponieważ ciekła woda mogła być zaangażowana w ich powstanie i że mogły być bardzo młode, niektórzy naukowcy szukają w wąwozach śladów dawnego życia.

Istnieją dowody na wszystkie trzy teorie. Większość główek wnęk wąwozowych występuje na tym samym poziomie, tak jak można by oczekiwać od warstwy wodonośnej . Różne pomiary i obliczenia pokazują, że woda w stanie ciekłym może istnieć w warstwach wodonośnych na zwykłych głębokościach, gdzie zaczynają się wąwozy. Jedną z odmian tego modelu jest to, że wznosząca się gorąca magma mogła stopić lód w ziemi i spowodować przepływ wody w warstwach wodonośnych. Warstwy wodonośne są warstwami, które umożliwiają przepływ wody. Mogą składać się z porowatego piaskowca. Warstwa wodonośna byłaby osadzona na innej warstwie, która zapobiega opadaniu wody (w kategoriach geologicznych byłaby nazywana nieprzepuszczalną). Ponieważ woda w warstwie wodonośnej nie może opadać, jedynym kierunkiem, w którym uwięziona woda może płynąć, jest kierunek poziomy. W końcu woda może wypłynąć na powierzchnię, gdy warstwa wodonośna osiągnie przerwę - jak ściana krateru. Wynikający z tego przepływ wody może erodować ścianę, tworząc wąwozy. Warstwy wodonośne są dość powszechne na Ziemi. Dobrym przykładem jest „Płacząca Skała” w Parku Narodowym Zion w stanie Utah .

Jeśli chodzi o następną teorię, większość powierzchni Marsa pokryta jest grubym, gładkim płaszczem, który prawdopodobnie jest mieszanką lodu i pyłu. Ten bogaty w lód płaszcz, gruby na kilka metrów, wygładza ziemię, ale miejscami ma nierówną teksturę, przypominającą powierzchnię piłki do koszykówki. Płaszcz może przypominać lodowiec iw pewnych warunkach lód zmieszany z płaszczem może się stopić i spłynąć po zboczach, tworząc wąwozy. Ponieważ na tym płaszczu jest niewiele kraterów, płaszcz jest stosunkowo młody. Doskonały widok tego płaszcza pokazano poniżej na zdjęciu krawędzi krateru Ptolemeusza, widzianym przez HiRISE . Bogaty w lód płaszcz może być wynikiem zmian klimatycznych. Zmiany orbity i nachylenia Marsa powodują znaczące zmiany w rozmieszczeniu lodu wodnego od regionów polarnych do szerokości geograficznych odpowiadających Teksasowi. W pewnych okresach klimatycznych para wodna opuszcza lód polarny i przedostaje się do atmosfery. Woda wraca na ziemię na niższych szerokościach geograficznych, gdy osady szronu lub śniegu obficie mieszają się z pyłem. Atmosfera Marsa zawiera dużo drobnych cząstek pyłu. Para wodna skrapla się na cząstkach, a następnie opada na ziemię z powodu dodatkowego ciężaru powłoki wodnej. Kiedy Mars znajduje się w największym nachyleniu lub nachyleniu, z letniej pokrywy lodowej można usunąć do 2 cm lodu i osadzić go na średnich szerokościach geograficznych. Ten ruch wody może trwać kilka tysięcy lat i stworzyć warstwę śniegu o grubości do około 10 metrów. Kiedy lód na szczycie warstwy płaszcza wraca do atmosfery, pozostawia pył, który izoluje pozostały lód. Pomiary wysokości i nachyleń wąwozów potwierdzają pogląd, że pokrywy śnieżne lub lodowce są związane z wąwozami. Bardziej strome zbocza mają więcej cienia, który chroniłby śnieg. Wyższe wzniesienia mają znacznie mniej wąwozów, ponieważ lód miałby tendencję do większej sublimacji w rozrzedzonym powietrzu na większej wysokości.

Trzecia teoria może być możliwa, ponieważ zmiany klimatyczne mogą wystarczyć, aby po prostu stopić lód w ziemi i w ten sposób utworzyć wąwozy. Podczas cieplejszego klimatu pierwsze kilka metrów gruntu może się rozmrozić i wytworzyć „przepływ gruzu” podobny do tego na wschodnim wybrzeżu Grenlandii. Ponieważ wąwozy występują na stromych zboczach, do zapoczątkowania przepływu potrzebny jest tylko niewielki spadek wytrzymałości cząstek gruntu na ścinanie. Wystarczą niewielkie ilości ciekłej wody z roztopionego lodu gruntowego. Obliczenia pokazują, że jedna trzecia mm spływu może być wytwarzana każdego dnia przez 50 dni każdego marsjańskiego roku, nawet w obecnych warunkach.

Na tym zdjęciu HiRISE wykonanym w ramach programu HiWish widoczne są różnorodne wąwozy pochodzące z różnych poziomów .
To powiększenie niewielkiej części poprzedniego zdjęcia pokazuje tarasy wzdłuż kanału żlebowego. Tarasy powstały, gdy nowy kanał przeciął starą nawierzchnię. Oznacza to, że wąwóz nie był w jednym przypadku. Woda musiała płynąć w tym miejscu więcej niż raz.
Wąwozy w kraterze. Niektóre wydają się być młode, inne dobrze rozwinięte. Zdjęcie zostało zrobione przez HiRISE w ramach programu HiWish.
Wąwozy na kopcu widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish.
Stosunkowo młody krater z możliwymi wąwozami, widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish.
Wąwozy wzdłuż ściany mesy, widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish.
Wąwozy wzdłuż ściany mesy w North Tempe Terra , widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie na fartuch wpustu widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish Uwaga: jest to powiększenie poprzedniego zdjęcia.
Zbliżenie wnęki wąwozu widzianej przez HiRISE w ramach programu HiWish Uwaga: jest to powiększenie poprzedniego zdjęcia.
Wąwozy na ścianie mesy widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish

Szeroki widok wąwozów widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Bliski widok wąwozów widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Widok z bliska wnęk ściekowych, widzianych przez HiRISE w programie HiWish. Widoczne są wielokąty.
Widok wąwozów z bliska widziany przez HiRISE w programie HiWish Usprawnione funkcje są widoczne w kanałach wąwozowych.

Płaszcz zależny od szerokości geograficznej

Większość powierzchni Marsa pokryta jest grubym, gładkim płaszczem, który prawdopodobnie jest mieszanką lodu i pyłu. Ten bogaty w lód płaszcz, gruby na kilka metrów, sprawia, że powierzchnia wygląda na bardzo gładką. Ponieważ na tym płaszczu jest niewiele kraterów, płaszcz jest stosunkowo młody.

Zmiany orbity i nachylenia Marsa powodują znaczące zmiany w rozmieszczeniu lodu wodnego od regionów polarnych do szerokości geograficznych odpowiadających Teksasowi. W pewnych okresach klimatycznych para wodna opuszcza lód polarny i przedostaje się do atmosfery. Woda powraca na ziemię na niższych szerokościach geograficznych, gdy osady szronu lub śniegu obficie mieszają się z pyłem. Atmosfera Marsa zawiera dużo drobnych cząstek pyłu. Na cząsteczkach skrapla się para wodna, a następnie opadają one na ziemię pod wpływem dodatkowego ciężaru powłoki wodnej. Kiedy lód na szczycie warstwy płaszcza wraca do atmosfery, pozostawia pył, który izoluje pozostały lód.

Szeroki widok powierzchni z plamami ukazującymi płaszcz, widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Bliskie widoki płaszcza widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Bliskie widoki płaszcza widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish

Szeroki widok powierzchni z plamami ukazującymi płaszcz, widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Bliski widok płaszcza widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Bliski widok płaszcza widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Szeroki widok krateru z warstwami i płaszczem w niektórych miejscach widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Bliski widok płaszcza widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Bliski widok płaszcza widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Warstwy płaszcza i płaszcza widziane przez HiRISE w programie HiWish Po lewej stronie zdjęcia wydaje się, że warstwy płaszcza utworzyły zanurzone warstwy.

Cechy lodowcowe

że lodowce , luźno zdefiniowane jako płaty obecnie lub niedawno płynącego lodu, są obecne na dużych, ale ograniczonych obszarach współczesnej powierzchni Marsa i wywnioskowano, że były bardziej rozpowszechnione w przeszłości. ^{[ potrzebna strona ]} Płaskie wypukłe struktury na powierzchni, znane jako lepkie płyny i fartuchy płatków szczątków , które wykazują cechy przepływu nienewtonowskiego , są obecnie niemal jednogłośnie uważane za prawdziwe lodowce.

Lodowiec widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Widok fartucha gruzu płatkowego wzdłuż zbocza. Fartuchy rumowiska lobate są uważane za lodowce pokryte warstwą rumowiska. Obraz zlokalizowany w czworoboku Arkadii.
Esker widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish Eskery tworzą się, gdy strumień przepływa pod lodowcem.
Fartuch gruzowy Lobate (LDA) wokół kopca, widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish

Kanały

Wiele miejsc na Marsie pokazuje kanały o różnych rozmiarach. Wiele z tych kanałów prawdopodobnie przez jakiś czas niosło wodę. W przeszłości klimat Marsa mógł być taki, że po jego powierzchni płynęła woda. Od pewnego czasu wiadomo, że Mars przechodzi wiele dużych zmian w swoim nachyleniu lub nachyleniu, ponieważ jego dwa małe księżyce nie mają grawitacji, aby go ustabilizować, tak jak Księżyc stabilizuje Ziemię; czasami nachylenie Marsa było nawet większe niż 80 stopni

Perepelkin (krater marsjański) widziany przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter ).
Kanały i płaszcz widziane przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Kanały są odsłonięte tam, gdzie zniknął płaszcz. Płaszcz spada z nieba w pewnych klimatach. Uwaga: to jest powiększenie poprzedniego zdjęcia krateru Perepelkin.
Kanały widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish. Wygląda na to, że strumień uległ erozji przez wzgórze.
Kanał widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish Arrow wskazuje na krater, który prawdopodobnie został zniszczony przez płynącą wodę.
Kanał, który przeszedł przez koryto, widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Kanały widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Kanały widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Kanały widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Kanały widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Kanały widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Kanały widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish Kanał miejscami znika, a potem pojawia się ponownie. Woda prawdopodobnie płynęła pod ziemią.

Pochylone warstwy

Uważa się, że nachylone warstwy wzdłuż zboczy, zwłaszcza wzdłuż ścian krateru, są pozostałościami niegdyś szeroko rozprzestrzenionego materiału, który w większości uległ erozji.

Szeroki widok zboczy, które zawierają nachylone elementy warstwowe, widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie na zbocza, które zawierają nachylone elementy warstwowe, widziane przez HiRISE w programie HiWish Uwaga: to jest powiększenie poprzedniego obrazu.
Zbliżenie na zbocza, które zawierają nachylone elementy warstwowe, widziane przez HiRISE w programie HiWish Uwaga: to jest powiększenie poprzedniego obrazu.

Liniowe sieci grzbietowe

Liniowe sieci grzbietów znajdują się w różnych miejscach na Marsie w kraterach i wokół nich. Cechy te nazywano również „wielokątnymi sieciami grzbietów”, „grzbietami skrzynkowymi” i „grzbietami siatkowymi”. Grzbiety często pojawiają się jako głównie proste segmenty, które przecinają się w sposób przypominający siatkę. Mają setki metrów długości, dziesiątki metrów wysokości i kilka metrów szerokości. Uważa się, że uderzenia spowodowały pęknięcia na powierzchni, które później działały jako kanały dla płynów. Płyny cementowały struktury. Z biegiem czasu otaczający materiał uległ erozji, pozostawiając twarde grzbiety.

Szeroki widok sieci grzbietowej widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie na sieci grzbietowe widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish Strzałka wskazuje na mały, prosty grzbiet.
Zbliżenie małych i dużych grzbietów widzianych przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie małych i dużych grzbietów widzianych przez HiRISE w ramach programu HiWish

Warstwy

Wiele miejsc na Marsie pokazuje skały ułożone warstwami. Skała może tworzyć warstwy na różne sposoby. Wulkany, wiatr lub woda mogą tworzyć warstwy. Szczegółowe omówienie warstw z wieloma marsjańskimi przykładami można znaleźć w Sedimentary Geology of Mars.

Warstwy widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Warstwy widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish Lokalizacja to Tempe Terra
Warstwy widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish Lokalizacja to Tempe Terra Uwaga: to jest powiększenie poprzedniego obrazu.

Szeroki widok krateru z warstwami blisko szczytu widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie, kolorowy widok warstw w pobliżu wierzchołka krateru widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Szeroki widok warstw w korycie widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Widok z bliska warstw i głazów w ścianie koryta widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie, kolorowy widok warstw w korycie widzianym przez HiRISE w ramach programu HiWish

Krater z kanałami i grzbietami widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Warstwy na ścianie krateru widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Grzbiety na dnie krateru widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie na grzbiety na dnie krateru, widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish. Widoczne są grzbiety rozpadające się na głazy.
Lawa płynie widziana przez HiRISE w ramach programu HiWish

Inne funkcje w czworoboku Arkadii

Mapa czworoboku Arkadii z zaznaczonymi głównymi obiektami. Na tym obszarze znajduje się kilka dużych pęknięć zwanych Fossae.
Krater uderzeniowy na północnym krańcu Alba Patera widziany przez HiRISE. Pasek skali ma długość 1 km.
Podwójny krater widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Enipeus Vallis widziany przez HiRISE. Pasek wagi ma 500 metrów długości.
Artynia Catena widziana przez HiRISE. Pasek skali ma długość 1000 metrów.
Wgłębienia utworzone przez erozję na dnie krateru, widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish.
Mapa pokazująca lokalizację krateru Barabaszowa i innych pobliskich kraterów.
Obraz MOLA i CTX krateru Barabaszowa
Szeroki widok kraterów, warstw, smug, wgłębień Zdjęcie zrobione za pomocą HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie zagłębień widzianych przez HiRISE w ramach programu HiWish

Inne czworokąty Marsa

Klikalny obraz 30 kartograficznych czworokątów Marsa, zdefiniowanych przez USGS . Numery czworokątów (zaczynające się od MC od „Mars Chart”) i nazwy prowadzą do odpowiednich artykułów. Północ jest na górze; znajduje się po lewej stronie równika . Zdjęcia mapy zostały wykonane przez Mars Global Surveyor .

( )

Interaktywna mapa Marsa

Interaktywna mapa obrazowa przedstawiająca globalną topografię Marsa . Najedź kursorem myszy na obraz, aby zobaczyć nazwy ponad 60 wyróżniających się obiektów geograficznych i kliknij, aby połączyć się z nimi. Kolorystyka mapy bazowej wskazuje względne wysokości , na podstawie danych z wysokościomierza laserowego Mars Orbiter zainstalowanego na Mars Global Surveyor NASA . Biele i brązy oznaczają najwyższe wzniesienia ( +12 do +8 km ); następnie róże i czerwienie ( +8 do +3 km ); żółty to 0 km ; zielenie i błękity to niższe wzniesienia (do -8 km ). Osie to szerokość i długość geograficzna ; Odnotowuje się regiony polarne .

(Zobacz też: mapa Mars Rovers i mapa Mars Memorial ) ( zobacz • dyskutuj )

Zobacz też

Linki zewnętrzne