Czworokąt Mare Australe

Czworokąt Mare Australe
USGS-Mars-MC-30-MareAustraleRegion-mola.png
Mapa czworoboku Mare Australe z danych Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA). Najwyższe wzniesienia są czerwone, a najniższe niebieskie.
Współrzędne Współrzędne :
Obraz czworoboku Mare Australe (MC-30). Region obejmuje czapę lodową na biegunie południowym . Centralna część to głównie trwała szczątkowa pokrywa lodowa otoczona warstwami i nieckami terenu, który z kolei jest otoczony terenem silnie pokrytym kraterami.

Czworokąt Mare Australe USGS jest jedną z serii 30 czworokątnych map Marsa używanych przez Program Badań Astrogeologicznych Amerykańskiej Służby Geologicznej ( ) . Czworokąt Mare Australe jest również określany jako MC-30 (Mars Chart-30). Czworokąt obejmuje cały obszar Marsa na południe od 65°, w tym czapę lodową na biegunie południowym i okolice. Nazwa czworoboku wywodzi się od starszej nazwy obiektu, który obecnie nazywa się Planum Australe , dużej równiny otaczającej czapę polarną. Lądownik polarny Marsa rozbił się w tym regionie.

Godne uwagi funkcje

Wokół południowej czapy lodowej znajduje się powierzchnia zwana formacją Dorsa Argentea , która może być starym, bogatym w lód złożem. Zawiera grupę krętych, rozgałęzionych grzbietów, które przypominają ozy, które tworzą się, gdy strumienie znajdują się pod lodowcami. Formacja często zawiera doły: dwie główne lokalizacje to Cavi Angusti i Cavi Sisyphi . Doły mają strome zbocza i nieregularny kształt. Mają do 50 km średnicy i 1 km głębokości.

Czworokąt zawiera również Angustus Labyrinthus , formację przecinających się dolin lub grzbietów, nazywaną „Miastem Inków”. Naukowcy byli zaskoczeni, widząc części powierzchni mające wygląd szwajcarskiego sera. Ponadto niektóre obszary wykazywały dziwne formy w kształcie pająków, które zostały określone jako spowodowane przez dwutlenek węgla unoszący pył w określonych porach roku.

Niektóre kratery w Mare Australe pokazują wąwozy. Wąwozy marsjańskie to małe, nacięte sieci wąskich kanałów i związanych z nimi złóż osadów opadających na zboczach , znalezione na planecie Mars . Swoją nazwę zawdzięczają podobieństwu do wąwozów lądowych . Po raz pierwszy odkryte na zdjęciach z Mars Global Surveyor , występują na stromych zboczach, zwłaszcza na ścianach kraterów. Zwykle każdy wąwóz ma na szczycie dendrytyczną wnękę , wachlarzowaty fartuch u podstawy i pojedynczą nić naciętego kanał łącząc te dwa elementy, nadając całemu wąwozowi kształt klepsydry. Uważa się, że są stosunkowo młode, ponieważ mają niewiele kraterów, jeśli w ogóle. Znaleziono również podklasę wąwozów wyciętych w ścianach wydm, które same uważały za dość młode. Na podstawie ich formy, aspektów, położenia i lokalizacji oraz widocznej interakcji z cechami uważanymi za bogate w lód wodny, wielu badaczy uważało, że procesy rzeźbienia wąwozów obejmują wodę w stanie ciekłym. Pozostaje to jednak tematem aktywnych badań. Gdy tylko odkryto wąwozy, naukowcy zaczęli wielokrotnie obrazować wiele wąwozów, szukając możliwych zmian. Do 2006 roku stwierdzono pewne zmiany. Później, dzięki dalszej analizie, ustalono, że zmiany mogły zachodzić raczej w wyniku przepływów suchych granulek niż w wyniku płynącej wody. Kontynuując obserwacje, odkryto o wiele więcej zmian w kraterze Gasa i innych. Przy większej liczbie powtarzanych obserwacji stwierdzono coraz więcej zmian; ponieważ zmiany zachodzą zimą i wiosną, eksperci są skłonni sądzić, że wąwozy powstały z suchego lodu. Obrazy przed i po pokazały, że czas tej aktywności zbiegł się z sezonowym mrozem spowodowanym dwutlenkiem węgla i temperaturami, które nie pozwoliłyby na ciekłą wodę. Kiedy szron z suchego lodu zmienia się w gaz, może on powodować smarowanie suchego materiału, aby płynął, zwłaszcza na stromych zboczach. W niektórych latach mróz, być może gruby na 1 metr.

Zamrożenie atmosfery

Badania oparte na niewielkich zmianach orbity statków kosmicznych wokół Marsa w ciągu 16 lat wykazały, że kiedy na jednej półkuli panuje zima, około 3 do 4 bilionów ton dwutlenku węgla zamarza z atmosfery na północną i południową czapę polarną. Stanowi to od 12 do 16 procent masy całej marsjańskiej atmosfery. Te obserwacje wspierają przewidywania z Mars Global Reference Atmospheric Model — 2010.

Jezioro płynnej wody

Naukowcy poinformowali w lipcu 2018 r. o odkryciu jeziora ciekłej wody pod południową czapą lodową. Pomiary zostały wykonane za pomocą Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding ( MARSIS ) na pokładzie orbitującego statku kosmicznego Mars Express Europejskiej Agencji Kosmicznej. Odbicia radarowe pokazały jasny punkt w warstwach lodu, który późniejsza analiza wykazała, że ​​musiało to być jezioro ciekłej wody. Uważa się, że woda pozostaje płynna nawet w temperaturze -68 stopni Celsjusza, ponieważ prawdopodobnie zawiera dużo rozpuszczonej soli, która obniża temperaturę zamarzania. Jezioro ma około 20 kilometrów średnicy i co najmniej 10 centymetrów głębokości. Może zawierać 10 miliardów litrów wody w stanie ciekłym. Równie dobrze pod pokrywą lodową może znajdować się wiele małych zbiorników wodnych; jednak są one trudne do wykrycia za pomocą MARSIS. Ponadto surowe pokrycie danych potrzebne do tych wykryć jest ograniczone — tylko kilka procent obszaru ma pełny zestaw danych.

Pająki

Główny artykuł: Gejzer (Mars)

Zimą gromadzi się dużo szronu. Zamarza bezpośrednio na powierzchnię stałej czapy polarnej, która zbudowana jest z lodu wodnego pokrytego warstwami pyłu i piasku. Osad zaczyna się jako warstwa zakurzonego szronu CO
2 . Zimą rekrystalizuje i staje się gęstszy. Cząsteczki kurzu i piasku uwięzione w mrozie powoli opadają. Do czasu wzrostu temperatury na wiosnę warstwa szronu stała się płytą półprzezroczystego lodu o grubości około 3 stóp, leżącą na podłożu z ciemnego piasku i pyłu. Ten ciemny materiał pochłania światło i powoduje sublimację lodu (zamienia się bezpośrednio w gaz) pod powierzchnią. W końcu dużo gazu gromadzi się i staje się pod ciśnieniem. Kiedy znajdzie słaby punkt, gaz ulatnia się i wydmuchuje pył. Prędkości mogą dochodzić do 100 mil na godzinę. Czasami można zobaczyć ciemne kanały; nazywane są „pająkami”. W trakcie tego procesu powierzchnia wydaje się pokryta ciemnymi plamami. Oficjalna nazwa pająków to „araneiforms”. Cechy te można zobaczyć na niektórych z poniższych zdjęć.

  • Star burst Channels caused by escaping gas, as seen by HiRISE Star burst channels, also called spiders, may be about 500 meters in diameter and 1 meter deep.

    Kanały rozbłysków spowodowane przez uciekający gaz, widziane przez kanały rozbłysków HiRISE Star, zwane również pająkami, mogą mieć około 500 metrów średnicy i 1 metr głębokości.

  • Spider on the second Martian day of spring, as seen by HiRISE.

    Pająk w drugi marsjański dzień wiosny widziany przez HiRISE.

  • Some spider 14 Martian days later, as seen by HiRISE. Notice increased dark fans caused by outgassing of carbon dioxide and dark material.

    Jakiś pająk 14 marsjańskich dni później, widziany przez HiRISE. Zwróć uwagę na zwiększone ciemne wachlarze spowodowane odgazowaniem dwutlenku węgla i ciemnego materiału.

  • Old spiders, as seen by HiRISE under HiWish program

    Stare pająki widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish

  • Wide view of plumes, as seen by HiRISE under HiWish program Many of the plumes show spiders when enlarged.

    Szeroki widok pióropuszy widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish Wiele pióropuszy przedstawia pająki po powiększeniu.

  • Plumes, as seen by HiRISE under HiWish program Arrow shows a double plume. This may have been because of shifting winds.

    Pióropusze widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish Arrow pokazuje podwójny pióropusz. Mogło to być spowodowane zmieniającymi się wiatrami.

  • Long plume, as seen by HiRISE under HiWish program

    Długi pióropusz widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish

  • Spiders, as seen by HiRISE under HiWish program

    Pająki widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish

  • Plumes and spiders, as seen by HiRISE under HiWish program

    Pióropusze i pająki widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish

  • Plumes and spiders, as seen by HiRISE under HiWish program

    Pióropusze i pająki widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish

  • Plumes and spiders, as seen by HiRISE under HiWish program

    Pióropusze i pająki widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish

  • Wide view of plumes and spiders, as seen by HiRISE under HiWish program

    Szeroki widok pióropuszy i pająków widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish

  • Plumes and spiders, as seen by HiRISE under HiWish program

    Pióropusze i pająki widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish

  • Wide view of crater that contains examples of spiders, as seen by HiRISE under HiWish program Close views of some of the spider formations are shown in following images.

    Szeroki widok krateru zawierającego przykłady pająków, widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish Zbliżone widoki niektórych formacji pająków pokazano na poniższych obrazach.

  • Close view of spider formations, as seen by HiRISE under HiWish program The polygon shapes are channels caused by pressurized carbon dioxide going through cracks. During the winter season, a slab of dry ice forms on the ground surface. The surface contains cracks in the shape of polygons. During certain times, CO2 under the ice becomes pressurized from sunlight penetrating the slab of dry ice. As the gas moves around the channels become larger.

    Zbliżenie formacji pająków widzianych przez HiRISE w ramach programu HiWish. Kształty wielokątów to kanały utworzone przez dwutlenek węgla pod ciśnieniem przechodzący przez pęknięcia. W sezonie zimowym na powierzchni ziemi tworzy się bryła suchego lodu. Powierzchnia zawiera pęknięcia w kształcie wielokątów. W pewnych okresach CO 2 pod lodem jest pod ciśnieniem pod wpływem światła słonecznego przenikającego przez płytę suchego lodu. Gdy gaz porusza się wokół, kanały stają się większe.

  • Close view of spider formations, as seen by HiRISE under HiWish program Polygon-shaped channels are also visible.

    Zbliżenie formacji pająków widzianych przez HiRISE w ramach programu HiWish Widoczne są również wielokątne kanały.

Rozmrażanie

Gdy temperatura się ociepla i wiosną pojawia się więcej światła słonecznego, szron zaczyna znikać. Proces ten rozpoczyna się wraz z pojawieniem się ciemnych plam. Zanim temperatura wzrośnie do temperatury topnienia lodu wodnego, cały lód zniknie. Proces ten był najpierw śledzony przez powtarzające się obrazy wykonane przez Mars Global Surveyor. Przy znacznie większej rozdzielczości HiRISE widać było, że wiele miejsc miało kształt wachlarzy. Niektóre z tych miejsc i wachlarzy widać na poniższych zdjęciach. Tysiące fanów zostało zbadanych w ramach projektu Citizen Science. Prawie wszystkie (96%) zmierzone w tym badaniu wentylatory mają długość poniżej 100 m. Średnia długość wentylatora wynosi 33,1 m. Trzy największe wentylatory o długości 373 m, 368 m i 361 m znajdowały się w tym samym regionie.

  • Wide view of defrosting, as seen by HiRISE under HiWish program Gas and dark dust is probably being blown out of ground and then carried by winds toward the Northwest.

    Szeroki widok odszraniania widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish Gaz i ciemny pył są prawdopodobnie wydmuchiwane z ziemi, a następnie przenoszone przez wiatry w kierunku północno-zachodnim.

  • Close view of defrosting, as seen by HiRISE under HiWish program Gas and dark dust is probably being blown out of ground and then carried by winds toward the Northwest. Arrow points to a possible spider formation.

    Widok rozmrażania z bliska, widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish. Gaz i ciemny pył są prawdopodobnie wydmuchiwane z ziemi, a następnie przenoszone przez wiatry w kierunku północno-zachodnim. Strzałka wskazuje na możliwą formację pająka.

  • Close view of defrosting, as seen by HiRISE under HiWish program Gas and dark dust is probably being blown out of ground and then carried by winds toward the Northwest.

    Widok rozmrażania z bliska, widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish. Gaz i ciemny pył są prawdopodobnie wydmuchiwane z ziemi, a następnie przenoszone przez wiatry w kierunku północno-zachodnim.

  • Close view of defrosting, as seen by HiRISE under HiWish program Gas and dark dust is probably being blown out of ground and then carried by winds toward the Northwest.

    Widok rozmrażania z bliska, widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish. Gaz i ciemny pył są prawdopodobnie wydmuchiwane z ziemi, a następnie przenoszone przez wiatry w kierunku północno-zachodnim.

  • Wide view of spring defrosting. The dark spots are where the ice has disappeared, thus revealing the dark surface beneath the ice. Picture taken with HiRISE under HiWish program

    Szeroki widok na wiosenne rozmrażanie. Ciemne plamy to miejsca, w których lód zniknął, odsłaniając w ten sposób ciemną powierzchnię pod lodem. Zdjęcie zrobione z HiRISE w ramach programu HiWish

  • Close view of spring defrosting. The dark spots are where the ice has disappeared, thus revealing the dark surface beneath the ice. Picture taken with HiRISE under HiWish program

    Zamknij widok wiosennego rozmrażania. Ciemne plamy to miejsca, w których lód zniknął, odsłaniając w ten sposób ciemną powierzchnię pod lodem. Zdjęcie zrobione z HiRISE w ramach programu HiWish

Ślady pyłowego diabła

Wiele obszarów na Marsie, w tym Eridania, doświadcza przejścia gigantycznych diabłów pyłowych . Cienka warstwa drobnego, jasnego pyłu pokrywa większą część powierzchni Marsa. Kiedy przelatuje diabeł pyłowy, zdmuchuje powłokę i odsłania leżącą pod nią ciemną powierzchnię.

Diabły pyłowe pojawiają się, gdy słońce ogrzewa powietrze w pobliżu płaskiej, suchej powierzchni. Ciepłe powietrze następnie szybko unosi się przez chłodniejsze powietrze i zaczyna wirować, poruszając się do przodu. Ta wirująca, poruszająca się komórka może zbierać kurz i piasek, a następnie pozostawiać czystą powierzchnię.

Diabły pyłowe były widziane z ziemi i wysoko nad głową z orbity. Zdmuchnęli nawet kurz z paneli słonecznych dwóch łazików na Marsie, znacznie przedłużając w ten sposób ich życie. Bliźniacze łaziki zostały zaprojektowane tak, aby działały przez 3 miesiące, zamiast tego przetrwały ponad sześć lat, a jeden nadal działa po 8 latach. Wykazano, że wzór torów zmienia się co kilka miesięcy.

Badanie, w którym połączono dane z High Resolution Stereo Camera (HRSC) i Mars Orbiter Camera (MOC), wykazało, że niektóre duże diabły pyłowe na Marsie mają średnicę 700 metrów i trwają co najmniej 26 minut.

  • Dust Devil, as shown from HiRISE. Dust devil is moving to the upper left, leaving a dark track to the lower right. The shadow of the dust devil is to the upper left of the dust devil.

    Dust Devil, jak pokazano z HiRISE. Pyłowy diabeł porusza się w lewym górnym rogu, pozostawiając ciemny ślad w prawym dolnym rogu. Cień diabła pyłowego znajduje się w lewym górnym rogu diabła pyłowego.

  • Weinbaum (crater), as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter).

    Weinbaum (krater) widziany przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Weinbaum crater region showing dust devil tracks, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Field of picture is just outside rim of crater and is an enlargement of the previous image of Weinbaum crater.

    Obszar krateru Weinbaum pokazujący ślady diabła pyłowego , widziane przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Pole zdjęcia znajduje się tuż za krawędzią krateru i jest powiększeniem poprzedniego zdjęcia krateru Weinbauma.

  • Western side of Mitchel crater (Martian crater), as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter).

    Zachodnia strona krateru Mitchel (krater marsjański) widziana przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Dust devil tracks in Mitchell crater, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Note: this is an enlargement of a previous image of west side of Mitchel crater.

    Ścieżki diabła pyłowego w kraterze Mitchell, widziane przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Uwaga: jest to powiększenie poprzedniego zdjęcia zachodniej strony krateru Mitchel.

  • Schmidt (Martian crater), as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Arrows indicate the north and south rims of crater.

    Schmidt (krater marsjański) widziany przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Strzałki wskazują północną i południową krawędź krateru.

  • Dunes and dust devil tracks in Schmidt crater, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Narrow, dark lines are dust devil tracks. Note: this is an enlargement of the previous image of Schmidt crater.

    Wydmy i ślady diabła pyłowego w kraterze Schmidt, widziane przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Wąskie, ciemne linie to ślady diabła pyłowego. Uwaga: to jest powiększenie poprzedniego zdjęcia krateru Schmidta.

  • Dust devil tracks and layers, as seen by HiRISE under HiWish program

    Ścieżki i warstwy Dust Devil widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish

Formacja Dorsa Argentea

formacja Dorsa Argentea (DAF) to duży system ozów , który znajdował się pod starożytną czapą lodową w południowym regionie polarnym Marsa. Uważa się, że ta duża polarna pokrywa lodowa pokrywała około 1,5 miliona kilometrów kwadratowych. Obszar ten jest dwa razy większy niż obszar stanu Teksas . [ odniesienie cykliczne ] Pokrywa lodowa uformowała się w pobliżu granicy ery noachijsko -hesperskiej i cofnęła się we wczesnej epoce hesperskiej era. Gruba pokrywa lodowa mogła powstać łatwiej w regionie bieguna południowego niż na biegunie północnym, ponieważ biegun południowy znajduje się wyżej. W atmosferze Marsa mogło być znacznie więcej wody, gdy rozwinęła się pokrywa lodowa.

Ta grupa grzbietów rozciąga się od 270-100 E i 70-90 S wokół południowego bieguna Marsa. Znajduje się pod późnoamazońskimi osadami warstwowymi na biegunie południowym (SPLD). Ilość tych grzbietów jest ogromna, w jednym badaniu zbadano siedem różnych systemów grzbietów, które obejmowały prawie 4000 grzbietów o łącznej długości 51 000 km.

Uważa się, że większość ozów powstaje w tunelach o ścianach lodowych przez strumienie, które płynęły w lodowcach i pod nimi. Po stopieniu się oporowych ścian lodowych osady strumieni pozostały w postaci długich, krętych grzbietów.

MARSIS sugerują, że znaczne obszary warstwowych, potencjalnie bogatych w lód części formacji Dorsa Argentea pozostają do dziś.

  • Ridges, believed to be eskers of the Dorsa Argentea Formation, as seen by Mars Global Surveyor wide angle MOC. White arrows point to the ridges.

    Grzbiety, uważane za ozy formacji Dorsa Argentea, widziane przez szerokokątny MOC Mars Global Surveyor. Białe strzałki wskazują grzbiety.

Zespół naukowców wykorzystał wczesny globalny model klimatyczny Marsa wraz z modelem pokrywy lodowej University of Maine, aby określić, w jaki sposób powstały ozy. Doszli do wniosku, że aby uzyskać wystarczająco wysoką temperaturę w marsjańskiej atmosferze, aby utworzyła się pokrywa lodowa, potrzebny był gaz cieplarniany oprócz gęstszej atmosfery dwutlenku węgla, aby ogrzać powierzchnię w pobliżu biegunów o co najmniej 20 stopni C. wytworzyć kształt pokrywy lodowej, przynajmniej część wulkanów Tharsis musiała być obecna.

Dowód na ocean

Na podstawie danych zebranych z biegunów północnego i południowego znaleziono mocne dowody na istnienie starożytnego oceanu. W marcu 2015 roku zespół naukowców opublikował wyniki pokazujące, że region ten był silnie wzbogacony deuterem, ciężkim wodorem, siedmiokrotnie większym niż Ziemia. Oznacza to, że Mars utracił objętość wody 6,5 razy większą od ilości zgromadzonej we współczesnych czapach polarnych. Woda przez pewien czas utworzyłaby ocean w nisko położonym Mare Boreum. Ilość wody mogła pokryć planetę około 140 metrów, ale prawdopodobnie znajdowała się w oceanie, który miejscami miałby głębokość prawie 1 mili.

Ten międzynarodowy zespół wykorzystał należący do ESO Bardzo Duży Teleskop (VLT) wraz z instrumentami w Obserwatorium WM Keck i NASA Infrared Telescope Facility, aby sporządzić mapę różnych form wody w marsjańskiej atmosferze na przestrzeni sześciu lat.

Kratery

Kratery pokazujące warstwy

Wiele miejsc na Marsie pokazuje skały ułożone warstwowo. Badanie warstw na Marsie znacznie się rozszerzyło, gdy Mars Global Surveyor przesłał zdjęcia. 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. Artykuł Grotzingera i Milliken omawia rolę wody i wiatru w tworzeniu warstw skał osadowych. Ponieważ kratery są niskimi punktami w krajobrazie, materiał może się tam łatwiej gromadzić i może być odporny na erozję dłużej niż w innych miejscach.

  • Close-up of Layers in wall of McMurdo Crater, as seen by HiRISE.

    Zbliżenie na warstwy w ścianie krateru McMurdo widziane przez HiRISE.

  • Dust devil tracks in Smith Crater, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Note: this is an enlargement of the previous image of Smith Crater.

    Ścieżki diabła pyłowego w Kraterze Smitha, widziane przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Uwaga: to jest powiększenie poprzedniego zdjęcia krateru Smitha.

  • Lau Crater, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Curved ridges are probably eskers which formed under glaciers.

    Krater Lau widziany przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Zakrzywione grzbiety to prawdopodobnie ozy , które powstały pod lodowcami.

  • Close up of eskers in Lau Crater, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). The dark lines are dust devil tracks. Note: this is an enlargement of the previous image of Lau Crater.

    Zbliżenie na ozy w kraterze Lau, widziane przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Ciemne linie to ślady diabła pyłowego. Uwaga: to jest powiększenie poprzedniego zdjęcia krateru Lau.

  • Heaviside Crater (Martian Crater), as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter).

    Krater Heaviside (krater marsjański) widziany przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Gullies in a crater that is on the floor of Heaviside Crater, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Note: this is an enlargement of the previous image of Heaviside Crater.

    Wąwozy w kraterze, który znajduje się na dnie krateru Heaviside, widziane przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Uwaga: to jest powiększenie poprzedniego zdjęcia krateru Heaviside.

  • Liais (crater), as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter).

    Liais (krater) widziany przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Layers is Liais crater, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Note: this is an enlargement of the previous image of Liais crater.

    Warstwy to krater Liais widziany przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Uwaga: to jest powiększenie poprzedniego zdjęcia krateru Liais.

  • East side of South crater (Martian crater), as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter).

    Wschodnia strona krateru południowego (krater marsjański) widziana przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Layers in southern part of mound in South crater, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Note: this is an enlargement of the previous image of east side of South crater.

    Warstwy w południowej części kopca w południowym kraterze, widziane przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Uwaga: jest to powiększenie poprzedniego zdjęcia wschodniej strony krateru południowego.

  • Layers just outside the rim of South crater in the form of "Swiss cheese," as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Note: this is an enlargement of a previous image of east side of South crater.

    Warstwy tuż za krawędzią południowego krateru w postaci „szwajcarskiego sera”, widziane przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Uwaga: jest to powiększenie poprzedniego zdjęcia wschodniej strony krateru południowego.

  • Western side of South crater, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter).

    Zachodnia strona krateru południowego widziana przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Layers in mound in western side of South crater, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Note: this is an enlargement of a previous image of west side of South crater.

    Warstwy w kopcu w zachodniej części krateru południowego, widziane przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Uwaga: jest to powiększenie poprzedniego zdjęcia zachodniej strony krateru południowego.

  • Layers just outside rim of western side of South crater in the form of "Swiss cheese," as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Note: this is an enlargement of a previous image of west side of South crater.

    Warstwy tuż za krawędzią zachodniej strony krateru południowego w postaci „szwajcarskiego sera”, widziane przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Uwaga: jest to powiększenie poprzedniego zdjęcia zachodniej strony krateru południowego.

  • Rayleigh (Martian crater), as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter).

    Rayleigh (krater marsjański) widziany przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Layers in Rayleigh crater, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Note: this is an enlargement of the previous image of Rayleigh crater.

    Warstwy w kraterze Rayleigha widziane przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Uwaga: to jest powiększenie poprzedniego zdjęcia krateru Rayleigha.

Kratery pokazujące rozmrażanie na wiosnę

  • West side of Main crater (Martian crater), as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter).

    Zachodnia strona głównego krateru (krater marsjański) widziana przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Dust trails in Main crater, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Arrow indicates wind direction. In the spring, as the temperature rises, dry ice turns into a pressurized gas, and then blows through a weak spot and carries with it dust. If there is a wind, the dust is deposited in an elongated form as in this image.

    Ślady pyłu w głównym kraterze, widziane przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Strzałka wskazuje kierunek wiatru. Wiosną, gdy temperatura wzrasta, suchy lód zamienia się w gaz pod ciśnieniem, a następnie przedziera się przez słaby punkt i niesie ze sobą kurz. Jeśli jest wiatr, pył osadza się w wydłużonej formie, jak na tym zdjęciu.

  • Richardson Crater, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter).

    Krater Richardson widziany przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter ).

  • Dunes and defrosting spots in Richardson Crater, as seen by HiRISE. It is thought that films of liquid water sometimes exist in and around the dark spots.

    Wydmy i miejsca rozmrażania w kraterze Richardson, widziane przez HiRISE. Uważa się, że czasami w ciemnych plamach i wokół nich występują warstwy ciekłej wody.

  • Jeans (Martian crater), as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter).

    Dżinsy (krater marsjański) widziany przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Jeans crater showing layers and dark spots from frost disappearing, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Note: this is an enlargement of the previous image of Jeans crater.

    Krater w dżinsach pokazujący warstwy i ciemne plamy znikającego szronu, widziany przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Uwaga: to jest powiększenie poprzedniego zdjęcia krateru Jeans.

  • Playfair (Martian crater), as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Dark dots are places where frost has disappeared.

    Playfair (krater marsjański) widziany przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Ciemne kropki to miejsca, w których zniknął szron.

  • Defrosting going on in Playfair crater, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Dark areas are where frost has disappeared thereby showing dark ground. Note: this is an enlargement of the previous image of Playfair crater.

    Odszranianie w kraterze Playfair, widziane przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Ciemne obszary to miejsca, w których zniknął szron, ukazując ciemną ziemię. Uwaga: to jest powiększenie poprzedniego zdjęcia krateru Playfair.

  • Lyell (Martian crater), as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter).

    Lyell (krater marsjański) widziany przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Gullies in Lyell crater, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Note: this is an enlargement of the previous image of Lyell crater.

    Wąwozy w kraterze Lyell widziane przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Uwaga: to jest powiększenie poprzedniego zdjęcia krateru Lyella.

  • Defrosting taking place in Lyell crater, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Dark areas are where frost has disappeared thereby showing dark ground. Note: this is an enlargement of a previous image of Lyell crater.

    Odszranianie w kraterze Lyell, widziane przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Ciemne obszary to miejsca, w których zniknął szron, ukazując ciemną ziemię. Uwaga: to jest powiększenie poprzedniego zdjęcia krateru Lyella.

  • West side of Joly (crater), as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter).

    Zachodnia strona Joly (krater) widziana przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter).

  • Dark spots and "spiders" in Joly crater, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). "Spiders" appear as fuzzy spots; they are where dark dust is accumulating in channels below clear slabs of frozen carbon dioxide. Note: this is an enlargement of the previous image of Joly crater.

    Ciemne plamy i „pająki” w kraterze Joly widziane przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). „Pająki” pojawiają się jako rozmyte plamy; tam, gdzie ciemny pył gromadzi się w kanałach pod przezroczystymi płytami zamrożonego dwutlenku węgla. Uwaga: to jest powiększenie poprzedniego zdjęcia krateru Joly.

  • Eskers in Joly crater, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Eskers are the ridges in the image; they are formed by streams running under a glacier.

    Ozy w kraterze Joly, widziane przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Ozy to grzbiety na obrazie; tworzą je strumienie płynące pod lodowcem.

  • Reynolds crater showing streaks from defrosting, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Layers are also visible. Note: this is an enlargement of the previous image of Reynolds crater. Streaks are caused by pressurized carbon dioxide blowing out dust that is blown by the wind into streaks.

    Krater Reynoldsa ze smugami rozmrażania widziany przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Warstwy są również widoczne. Uwaga: to jest powiększenie poprzedniego zdjęcia krateru Reynoldsa. Smugi są powodowane przez dwutlenek węgla pod ciśnieniem, który wydmuchuje pył, który wiatr unosi w smugi.

  • Reynolds crater showing layers and dark spots from defrosting, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Area is covered by frost, when the frost disappears the underlying dark ground is exposed. Layers are also visible. Note: this is an enlargement of a previous image of Reynolds crater.

    Krater Reynoldsa pokazujący warstwy i ciemne plamy z rozmrażania, widziane przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Obszar jest pokryty szronem, gdy szron znika, odsłania się leżący pod nim ciemny grunt. Warstwy są również widoczne. Uwaga: to jest powiększenie poprzedniego zdjęcia krateru Reynoldsa.

Wielokąty

Znaczna część powierzchni Marsa przedstawia ziemię ułożoną w wielokąty o różnych rozmiarach. Czasami, w odpowiednim sezonie, obszary niżowe wielokątów są pełne szronu. Kiedy tak się dzieje, kształty są uwydatniane, tworząc piękne widoki.

  • Wide view of crater containing polygons with frost in the low parts, as seen by HiRISE under the HiWish program

    Szeroki widok krateru zawierającego wielokąty z szronem w niskich partiach, widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish

  • Closer view of polygons with frost in the low parts, as seen by HiRISE under the HiWish program

    Bliższy widok wielokątów z szronem w niskich partiach widzianych przez HiRISE w ramach programu HiWish

  • Still closer view of polygons, as seen by HiRISE under the HiWish program

    Jeszcze bliższe spojrzenie na wielokąty widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish

  • Close view of polygons with frost in the low parts, as seen by HiRISE under the HiWish program Circular shapes are also visible.

    Zbliżenie wielokątów z szronem w niskich partiach, widzianych przez HiRISE w programie HiWish. Widoczne są również okrągłe kształty.

Szwajcarski Serowy Teren

Części Mare Australe mają pestki, które sprawiają, że powierzchnia wygląda jak szwajcarski ser. Doły te znajdują się w warstwie suchego lodu o grubości 1-10 metrów, która znajduje się na znacznie większej czapie lodowej. Zaobserwowano, że wgłębienia zaczynają się od małych obszarów wzdłuż słabych pęknięć. Okrągłe doły mają strome ściany, które skupiają światło słoneczne, zwiększając w ten sposób erozję. Aby dół mógł się rozwinąć, potrzebna jest stroma ściana o wysokości około 10 cm i długości ponad 5 metrów.

  • Changes in South Pole surface from 1999 to 2001, as seen by Mars Global Surveyor.

    Zmiany powierzchni bieguna południowego w latach 1999-2001, widziane przez Mars Global Surveyor .

  • Swiss Cheese-like ice formations as seen by Mars Global Surveyor.

    Formacje lodowe przypominające ser szwajcarski widziane przez Mars Global Surveyor.

  • Swiss Cheese-like ice formations as seen by Mars Global Surveyor showing layers.

    Formacje lodowe przypominające szwajcarski ser, widziane przez Mars Global Surveyor, pokazujące warstwy.

  • Close-up of Swiss Cheese Terrain, as seen by Mars Global Surveyor.

    Zbliżenie terenu szwajcarskiego sera widzianego przez Mars Global Surveyor.

  • HiRISE view of South Pole Terrain.

    Widok HiRISE na teren bieguna południowego.

Warstwy

  • This HiRISE image shows layers running roughly up and down, along with faint polygonal fracturing. Polygonal fractures are mostly rectangular.

    Ten obraz HiRISE pokazuje warstwy biegnące mniej więcej w górę iw dół, wraz z delikatnymi pęknięciami wielokątnymi. Złamania wieloboczne są przeważnie prostokątne.

  • South Pole layers, as seen by THEMIS.

    Warstwy bieguna południowego widziane przez THEMIS .

  • Layers, as seen by HiRISE under HiWish program

    Warstwy widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish

  • Layers, as seen by HiRISE under HiWish program

    Warstwy widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish

  • Layers, as seen by HiRISE under HiWish program

    Warstwy widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish

Inne cechy czworoboku Mare Australe

  • "Inca City" as seen by HiRISE. Light patches are frost deposits.

    „Miasto Inków” widziane przez HiRISE. Jasne plamy to osady szronu.

  • Angustus Labyrinthus, as seen by THEMIS.

    Angustus Labyrinthus widziany przez THEMIS.

  • Ridge network, as seen by HiRISE under HiWish program

    Sieć grzbietowa widziana przez HiRISE w ramach programu HiWish

  • Layers, as seen by HiRISE under HiWish program

    Warstwy widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish

  • Low center polygons, as seen by HiRISE under HiWish program These features are common in ice-rich ground.

    Nisko środkowe wielokąty, widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish Te cechy są powszechne w gruntach bogatych w lód.

Inne czworokąty Marsa

Mars Quad Map
Mars Quad Map
The image above contains clickable links 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

Acheron Fossae Acidalia Planitia Alba Mons Amazonis Planitia Aonia Planitia Arabia Terra Arcadia Planitia Argentea Planum Argyre Planitia Chryse Planitia Claritas Fossae Cydonia Mensae Daedalia Planum Elysium Mons Elysium Planitia Gale crater Hadriaca Patera Hellas Montes Hellas Planitia Hesperia Planum Holden crater Icaria Planum Isidis Planitia Jezero crater Lomonosov crater Lucus Planum Lycus Sulci Lyot crater Lunae Planum Malea Planum Maraldi crater Mareotis Fossae Mareotis Tempe Margaritifer Terra Mie crater Milankovič crater Nepenthes Mensae Nereidum Montes Nilosyrtis Mensae Noachis Terra Olympica Fossae Olympus Mons Planum Australe Promethei Terra Protonilus Mensae Sirenum Sisyphi Planum Solis Planum Syria Planum Tantalus Fossae Tempe Terra Terra Cimmeria Terra Sabaea Terra Sirenum Tharsis Montes Tractus Catena Tyrrhen Terra Ulysses Patera Uranius Patera Utopia Planitia Valles Marineris Vastitas Borealis Xanthe TerraMap of Mars
The image above contains clickable links 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

Linki zewnętrzne

Pobrano z „ https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Mare_Australe_quadrangle&oldid=1125055201 ”