stringtranslate.com

Вегенер (марсианский кратер)

Вегенер — ударный кратер в квадрате Аргире на Марсе , расположенный на 64,6° южной широты и 4,0° западной долготы. Его диаметр составляет приблизительно 68,51 км (42,57 миль), и он был назван в честь немецкого геофизика Альфреда Вегенера (1880–1930). Название было одобрено рабочей группой МАС по номенклатуре планетных систем в 1973 году. [1]

Описание

Кратер Вегенера, снимок камеры CTX (на борту Mars Reconnaissance Orbiter )
Кратер Вегенера, на котором видно, как тают дюны, как это видно с камеры CTX (на борту Mars Reconnaissance Orbiter). Темные пятна — это места, где с темных дюн исчез лед. Примечание: это увеличенное изображение кратера Вегенера.

Темные пятна появляются на дюнах в более высоких широтах Марса. В этих местах минеральные зерна могут быть покрыты тонкой пленкой воды, которая может влиять на химическое выветривание минералов и может помочь возможным марсианским организмам выжить. Исследования показали, что тонкие пленки воды могут существовать на поверхности Марса в определенное время и в определенных местах. Местами тонкие слои жидкой воды могут присутствовать в течение 38 солов (марсианских дней) в более теплые периоды дня. [2] [3] Темные пятна появляются на дюнах в более высоких широтах Марса.

Иногда вблизи пятен образуются гейзеры. Они имеют две основные особенности (темные пятна дюн и паучьи каналы), которые появляются в начале марсианской весны на дюнных полях, покрытых углекислым газом (CO2 или «сухим льдом»), в основном на гребнях и склонах дюн; к началу зимы они исчезают. Форма темных пятен, как правило, круглая, на склонах она обычно вытянутая. [4] [5]

С более сильным весенним солнцем в некоторых регионах струи углекислого газа выбрасывают в воздух темную пыль. Эта темная пыль увеличит поглощение света и вызовет повышение температуры до уровня, при котором вода может существовать в течение коротких периодов. [6]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ "Gazetteer of Planetary Nomenclature | Wegener". usgs.gov . Международный астрономический союз . Получено 4 марта 2015 г. .
  2. ^ Зент, AP, Хаберле, RM, Ховард, CH, Якоски, BM, 1993. «Связанная модель подповерхностного пограничного слоя воды на Марсе». J. Geophys. Res. 98, 3319–3337.
  3. ^ Mohlmann, D., 2004. «Вода в верхней части марсианской поверхности в средних и низких широтах: наличие, состояние и последствия». Icarus 168, 318–323.
  4. ^ Хорват, А.; Керестури, А.; Берчи, С.; и др. (2005). «Ежегодное изменение марсианских DDS-просачиваний» (PDF) . Наука о Луне и планетах XXXVI : 1128. Бибкод : 2005LPI....36.1128H . Проверено 24 ноября 2008 г.
  5. ^ Ганти, Тибор; Андраш Хорват; Санисло Берчи; Альберт Гештези; Эёрс Сатмари (12–16 марта 2001 г.). Вероятные свидетельства недавней биологической активности на Марсе: появление и рост темных пятен дюн в южном полярном регионе (PDF) . 32-я ежегодная конференция по науке о Луне и планетах. Хьюстон, Техас . Проверено 20 ноября 2008 г.
  6. ^ Керестури, А., Э. Ривера-Валентин. 2012. «Местоположение тонких слоев жидкой воды на современном Марсе». Икар : 221, 289–295.