Powierzchnia Marsa

Zaproponowano misje zwrotu próbek z Marsa , które miałyby zwrócić materiał z powierzchni Marsa z powrotem na Ziemię

Badanie właściwości powierzchni (lub właściwości i procesów powierzchniowych) to szeroka kategoria nauki o Marsie , która bada naturę materiałów tworzących powierzchnię Marsa . Badanie ewoluowało od technik teleskopowych i teledetekcji opracowanych przez astronomów do badania powierzchni planet. Jednak w coraz większym stopniu staje się subdyscypliną geologii, ponieważ zautomatyzowane statki kosmiczne zapewniają coraz lepszą rozdzielczość i możliwości instrumentów. Wykorzystując cechy, takie jak kolor, albedo i bezwładność cieplna oraz narzędzia analityczne, takie jak spektroskopia odbicia i radar , naukowcy są w stanie badać skład chemiczny i fizyczny (np. rozmiary ziaren, chropowatość powierzchni i obfitość skał) powierzchni Marsa. Uzyskane w ten sposób dane pomagają naukowcom zrozumieć skład mineralny planety i naturę procesów geologicznych zachodzących na jej powierzchni. Warstwa powierzchniowa Marsa stanowi niewielki ułamek całkowitej objętości planety, ale odgrywa znaczącą rolę w historii geologicznej planety. Zrozumienie fizycznych właściwości powierzchni jest również bardzo ważne przy określaniu bezpiecznych miejsc lądowania statków kosmicznych.

Albedo i kolor

Jak wszystkie planety, Mars odbija część światła, które otrzymuje od Słońca. Ułamek odbitego światła słonecznego to wielkość zwana albedo , która wynosi od 0 dla ciała, które nie odbija światła słonecznego, do 1,0 dla ciała, które odbija całe światło słoneczne. Różne części powierzchni planety (i atmosfery) mają różne wartości albedo w zależności od chemicznego i fizycznego charakteru powierzchni.

Projekcja Mollweide'a cech albedo na Marsie z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a. Jasne obszary ochry po lewej, pośrodku i po prawej stronie to odpowiednio Tharsis, Arabia i Elysium. Ciemny region w lewym górnym rogu to Acidalium Planitia. Syrtis Major to ciemny obszar wystający w górę pośrodku po prawej stronie. Zwróć uwagę na chmury orograficzne nad Olympusem i Elysium Montes (odpowiednio po lewej i prawej stronie).

Żadna topografia Marsa nie jest widoczna z teleskopów naziemnych. Jasne obszary i ciemne znaki na mapach Marsa sprzed lotów kosmicznych to cechy albedo. (Zobacz Klasyczne cechy albedo na Marsie .) Mają niewielki związek z topografią. Ciemne plamy są najbardziej widoczne w szerokim pasie od 0° do 40° szerokości geograficznej południowej. Jednak najbardziej widoczne ciemne oznaczenie, Syrtis Major Planum , znajduje się na półkuli północnej, poza tym pasem. Klasyczna cecha albedo Mare Acidalium ( Acidalia Planitia ) to kolejny wyraźny ciemny obszar, który leży na północ od głównego pasa. Jasne obszary, z wyłączeniem czap polarnych i przejściowych chmur, to Hellas , Tharsis i Arabia Terra . Obecnie wiadomo, że jasne obszary to miejsca, w których drobny pył pokrywa powierzchnię. Ciemne znaki reprezentują obszary, które wiatr oczyścił z kurzu, pozostawiając za sobą opóźnienie ciemnego, skalistego materiału. Ciemny kolor jest zgodny z obecnością maficznych , takich jak bazalt .

Albedo powierzchni zwykle zmienia się w zależności od długości fali padającego na nią światła. Mars odbija niewiele światła na niebieskim końcu widma, ale dużo na czerwonym i wyższych długościach fal. To dlatego Mars ma znany gołym okiem czerwono-pomarańczowy kolor. Jednak szczegółowe obserwacje ujawniają subtelną gamę kolorów na powierzchni Marsa. Wariacje kolorów dostarczają wskazówek co do składu materiałów powierzchniowych. Jasne obszary są czerwonawo- ochrowe w kolorze, a ciemne obszary wydają się ciemnoszare. Obecny jest również trzeci typ obszaru, o pośrednim kolorze i albedo, i uważa się, że reprezentuje on obszary zawierające mieszaninę materiału z jasnych i ciemnych obszarów. Ciemnoszare obszary można dalej podzielić na bardziej czerwonawe i mniej czerwonawe.

Spektroskopia odbicia

Spektroskopia odbiciowa to technika, która mierzy ilość światła słonecznego pochłoniętego lub odbitego przez powierzchnię Marsa przy określonych długościach fal. Widma reprezentują mieszaniny widm poszczególnych minerałów na powierzchni wraz z udziałem linii absorpcyjnych w widmie słonecznym i marsjańskiej atmosferze. Oddzielając („rozkładając”) każdy z tych wkładów, naukowcy mogą porównać otrzymane widma z widmami laboratoryjnymi znanych minerałów, aby określić prawdopodobną tożsamość i obfitość poszczególnych minerałów na powierzchni.

Korzystając z tej techniki, naukowcy od dawna wiedzieli, że jasne obszary ochry prawdopodobnie zawierają obfite tlenki żelaza (Fe 3+ ), typowe dla zwietrzałych materiałów zawierających żelazo (np. rdzy ). Widma ciemnych obszarów są zgodne z obecnością żelaza (Fe 2+ ) w minerałach maficznych i wykazują pasma absorpcji sugerujące piroksen , grupę minerałów bardzo powszechną w bazalcie. Widma bardziej czerwonych, ciemnych obszarów są zgodne z materiałami maficznymi pokrytymi cienkimi powłokami.

Bezwładność cieplna

Globalna bezwładność cieplna na podstawie danych ze spektrometru emisji termicznej (TES) na statku kosmicznym Mars Global Surveyor.

bezwładności cieplnej to technika teledetekcji, która pozwala naukowcom odróżnić drobnoziarniste od gruboziarnistych obszarów na powierzchni Marsa. Bezwładność cieplna jest miarą tego, jak szybko lub wolno coś nagrzewa się lub ochładza. Na przykład metale mają bardzo niską bezwładność cieplną. Aluminiowa blacha do ciastek wyjęta z piekarnika jest chłodna w dotyku w mniej niż minutę; podczas gdy płyta ceramiczna (wysoka bezwładność cieplna) wyjęta z tego samego piekarnika stygnie znacznie dłużej.

Naukowcy mogą oszacować bezwładność cieplną powierzchni Marsa, mierząc zmiany temperatury powierzchni w zależności od pory dnia i dopasowując te dane do numerycznych modeli temperatury. Bezwładność cieplna materiału jest bezpośrednio związana z jego przewodnością cieplną , gęstością i pojemnością cieplną właściwą . Materiały skaliste nie różnią się zbytnio gęstością i ciepłem właściwym, więc zmiany bezwładności cieplnej wynikają głównie ze zmian przewodności cieplnej. Stałe powierzchnie skalne, takie jak wychodnie, mają wysokie przewodnictwo cieplne i bezwładność. Pył i drobny materiał ziarnisty w regolicie mają niską bezwładność cieplną, ponieważ puste przestrzenie między ziarnami ograniczają przewodnictwo cieplne do punktu styku między ziarnami.

Wartości bezwładności cieplnej dla większości powierzchni Marsa są odwrotnie proporcjonalne do albedo. Zatem obszary o wysokim albedo mają niską bezwładność cieplną, co wskazuje na powierzchnie pokryte pyłem i innym drobnoziarnistym materiałem. Ciemnoszare powierzchnie o niskim albedo mają wysoką bezwładność cieplną, bardziej typową dla skonsolidowanej skały. Jednak wartości bezwładności termicznej nie są wystarczająco wysokie, aby wskazać, że na Marsie powszechne są rozległe wychodnie. Nawet bardziej skaliste obszary wydają się być zmieszane ze znaczną ilością luźnego materiału. Dane z eksperymentu Infrared Thermal Mapping (IRTM) na orbiterach Viking zidentyfikowały obszary o wysokiej bezwładności cieplnej we wnętrzu Valles Marineris i chaotycznym terenie, co sugeruje, że obszary te zawierają stosunkowo dużą liczbę bloków i głazów.

Badania radarowe

Badania radarowe dostarczają wielu danych na temat wzniesień, nachyleń, tekstur i właściwości materiałów powierzchni Marsa. Mars jest atrakcyjnym celem dla badań radarowych z Ziemi ze względu na jego względną bliskość do Ziemi oraz korzystne właściwości orbitalne i rotacyjne, które umożliwiają dobre pokrycie dużych obszarów powierzchni planety. Echa radarowe z Marsa uzyskano po raz pierwszy na początku lat 60. XX wieku, a technika ta była kluczowa w znalezieniu bezpiecznego terenu dla lądowników marsjańskich.

Radargram osadów warstwowych bieguna północnego z płytkiego radaru penetrującego ziemię SHARAD na Mars Reconnaissance Orbiter.

Rozproszenie powracającego echa radarowego z Marsa pokazuje, że istnieje wiele różnic w chropowatości i nachyleniu powierzchni planety. Duże obszary planety, szczególnie w Syrii i na Synaju, są stosunkowo gładkie i płaskie. Meridiani Planum, miejsce lądowania łazika Mars Exploration Rover Opportunity , jest jednym z najbardziej płaskich i najgładszych miejsc (w skali decymetrowej) kiedykolwiek zbadanych przez radar — fakt ten potwierdzają obrazy powierzchni w miejscu lądowania. Inne obszary wykazują wysoki poziom chropowatości na radarze, którego nie widać na zdjęciach wykonanych z orbity. Średnia obfitość powierzchniowa skał w skali od centymetra do metra jest znacznie większa na Marsie niż na innych planetach skalistych. W szczególności Tharsis i Elysium wykazują wysoki stopień chropowatości powierzchni na małą skalę, związany z wulkanami. Ten niezwykle nierówny teren sugeruje młode, ʻaʻā lawa płynie. 200-kilometrowe pasmo albedo radarowego od niskiego do zerowego (region „ukryty”) przecina południowo-zachodni Tharsis. Region odpowiada lokalizacji Medusa Fossae , która składa się z grubych warstw nieskonsolidowanych materiałów, być może popiołu wulkanicznego lub lessu .

Instrumenty radarowe do penetracji gruntu na orbiterze Mars Express ( MARSIS ) i Mars Reconnaissance Orbiter ( SHARAD ) dostarczają obecnie oszałamiających danych dotyczących echa w materiałach i strukturach podpowierzchniowych do głębokości 5 km. Wyniki pokazały, że polarne osady warstwowe składają się z prawie czystego lodu, zawierającego nie więcej niż 10% pyłu objętościowo, a doliny w Deuteronilus Mensae zawierają grube lodowce pokryte płaszczem skalnych szczątków.

Linki zewnętrzne

Pobrano z „ https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Martian_surface&oldid=1007901065 ”