stringtranslate.com

Марсианская дихотомия

Наиболее заметной особенностью Марса является резкий контраст, известный как марсианская дихотомия , между Южным и Северным полушариями. География двух полушарий отличается по высоте на 1-3 км. Средняя толщина марсианской коры составляет 45 км, с 32 км в северной низменности и 58 км в южной возвышенности.

Граница между двумя регионами местами довольно сложная. Один из отличительных типов рельефа называется изрезанной местностью . [1] [2] [3] Она содержит столовые горы, возвышенности и долины с плоским дном, имеющие стены высотой около мили. Вокруг многих столовых гор и возвышенностей находятся дольчатые обломочные шлейфы , которые, как было показано, являются каменистыми ледниками . [4] [5] [6] [7]

Множество крупных долин, образованных лавой, извергавшейся из вулканов Марса, прорезают эту дихотомию. [8] [9] [10] [11]

Граница марсианской дихотомии включает регионы, называемые Deuteronilus Mensae , Protonilus Mensae и Nilosyrtis Mensae . Все три региона были тщательно изучены, поскольку они содержат формы рельефа, которые, как полагают, были созданы движением льда [12] [13] или палеобереговые линии, которые, как предполагается, были сформированы вулканической эрозией. [14] В переходной зоне Terra Cimmeria – Nepenthes Mensae граница дихотомии характеризуется уступом с локальным рельефом около 2 км и взаимосвязанными закрытыми впадинами северо-западного и юго-восточного простирания у подножия дихотомии, вероятно, связанными с экстенсивной тектоникой . [15]

Северные низменности составляют около одной трети поверхности Марса и являются относительно плоскими, с таким же количеством ударных кратеров, как и южное полушарие. [16] Остальные две трети поверхности Марса являются возвышенностями южного полушария. Разница в высоте между полушариями драматическая. Были предложены три основные гипотезы о происхождении коровой дихотомии: эндогенная (процессами в мантии), единичный удар или множественный удар. Обе гипотезы, связанные с ударами, включают процессы, которые могли произойти до окончания первичной бомбардировки, подразумевая, что коровая дихотомия берет свое начало в ранней истории Марса.

Источник

Модель Марса в формате STL 3D с 20-кратным увеличением, демонстрирующая марсианскую дихотомию.

Гипотеза одиночного удара

Один мегаудар приведет к образованию очень большой круглой впадины в коре. Предполагаемая впадина получила название бассейна Бореалис . Однако большинство оценок формы низменности дают форму, которая местами резко отклоняется от круглой формы. [17] Дополнительные процессы могут создавать эти отклонения от круглости. Если предполагаемый бассейн Бореалис является впадиной, созданной ударом, то это будет самый большой ударный кратер, известный в Солнечной системе. Объект такого размера мог бы врезаться в Марс когда-то в процессе аккреции Солнечной системы.

Ожидается, что столкновение такой величины привело бы к образованию слоя выброса, который должен был бы находиться в районах вокруг низменности и генерировать достаточно тепла для образования вулканов. Однако, если столкновение произошло около 4,5 млрд лет назад, эрозия могла бы объяснить отсутствие слоя выброса, но не могла бы объяснить отсутствие вулканов. Кроме того, мега-удар мог бы рассеять большую часть обломков в космическом пространстве и по всему южному полушарию. Геологические свидетельства наличия обломков предоставили бы весьма убедительную поддержку этой гипотезе. [18]

Исследование 2008 года предоставило дополнительные исследования в направлении теории единого гигантского удара в северном полушарии. [19] В прошлом отслеживание границ удара было осложнено наличием вулканического поднятия Тарсис . Вулканическое поднятие Тарсис похоронило часть предлагаемой границы дихотомии под 30 км базальта. Исследователи из Массачусетского технологического института и Лаборатории реактивного движения в CIT смогли использовать гравитацию и топографию Марса, чтобы ограничить местоположение дихотомии под поднятием Тарсис, создав таким образом эллиптическую модель границы дихотомии. Эллиптическая форма бассейна Бореалис способствовала северной гипотезе единого удара [20] [21] как переизданию оригинальной теории [22], опубликованной в 1984 году.

Эта гипотеза была опровергнута новой гипотезой о гигантском ударе по южному полюсу Марса с крупным объектом, который расплавил южное полушарие Марса, которое после перекристаллизации образует более толстую кору по сравнению с северным полушарием и, таким образом, приводит к наблюдаемой дихотомии коры. [23] Это могло вызвать магнитное поле планеты. [24] Открытие двенадцати вулканических рядов подтверждает эту новую гипотезу. [11] Первоначально предполагаемый размер ударяющегося тела, необходимого для этого сценария, был размером с Луну, [25] [26] , но более поздние исследования склоняются к меньшему, радиусу снаряда 500-750 км. [27]

Гипотеза эндогенного происхождения

Считается, что процессы тектоники плит могли быть активны на Марсе в начале истории планеты. [28] Известно, что крупномасштабное перераспределение материала литосферной коры вызвано процессами тектоники плит на Земле. Хотя до сих пор не совсем ясно, как мантийные процессы влияют на тектонику плит на Земле, считается, что мантийная конвекция участвует в качестве ячеек или плюмов. Поскольку эндогенные процессы Земли еще не полностью поняты, изучение подобных процессов на Марсе очень сложно.

Дихотомия могла быть создана во время создания марсианского ядра. Приблизительно круглая форма низменности могла быть тогда приписана плюмоподобному перевороту первого порядка, который мог произойти в процессе быстрого формирования ядра. Имеются доказательства внутренних тектонических событий в окрестностях низменности, которые явно произошли в конце ранней фазы бомбардировки.

Исследование 2005 года предполагает, что конвекция мантии степени 1 могла создать дихотомию. [29] Конвекция мантии степени 1 — это конвективный процесс, в котором одно полушарие находится под влиянием восходящего потока, в то время как другое полушарие находится под влиянием нисходящего потока. Одним из доказательств является обилие обширных трещин и магматической активности поздненойского и раннего гесперийского периодов. Контраргументом к эндогенной гипотезе является возможность того, что эти тектонические события происходили в бассейне Бореалис из-за ослабления коры после удара. Для дальнейшей поддержки гипотезы эндогенного происхождения необходимы геологические доказательства разломов и изгибов коры до окончания первичной бомбардировки.

Однако отсутствие тектоники плит на Марсе ослабляет эту гипотезу. [30] [31]

Гипотеза множественного воздействия

Гипотеза множественных ударов подтверждается корреляцией сегментов дихотомии с краями нескольких крупных ударных бассейнов. Но есть большие части бассейна Бореалис за пределами краев этих ударных бассейнов. Если марсианские низменности были образованы множественными бассейнами, то их внутренние выбросы и края должны возвышаться над возвышенностями. Края и покровы выбросов ударных кратеров низменностей все еще находятся намного ниже возвышенностей. [32]

В низинах есть области, которые находятся за пределами любого из ударных бассейнов. Эти области должны быть покрыты множественными эжектными покровами и должны находиться на высотах, аналогичных исходной поверхности планеты. Это, очевидно, тоже не так. Один из подходов, объясняющих отсутствие эжектных покровов, предполагает, что никаких эжектов никогда не было. [33]

Отсутствие выбросов могло быть вызвано крупным ударником, рассеивающим выбросы в космическом пространстве. Другой подход предполагал образование дихотомии за счет охлаждения на глубине и нагрузки на кору более поздним вулканизмом. Гипотеза множественных ударов также статистически неблагоприятна, маловероятно, что бассейны множественных ударов возникают и перекрываются в первую очередь в северном полушарии.

Атмосфера

Атмосфера Марса существенно различается в Северном и Южном полушариях по причинам как связанным, так и не связанным с географической дихотомией.

Пыльные бури

Более заметно, что пыльные бури возникают в Южном полушарии гораздо чаще, чем в Северном. Высокое содержание пыли в Северном полушарии, как правило, возникает после того, как исключительные южные бури перерастают в глобальные пыльные бури. [34] Как следствие, непрозрачность (тау) часто выше в Южном полушарии. Эффект более высокого содержания пыли заключается в увеличении поглощения солнечного света, что повышает температуру атмосферы.

Прецессия равноденствий

Ось вращения Марса, как и многих других тел, прецессирует в течение миллионов лет. В настоящее время солнцестояния почти совпадают с афелием и перигелием Марса . Это приводит к тому, что одно полушарие, Южное, получает больше солнечного света летом и меньше зимой, и, следовательно, имеет более экстремальные температуры, чем Северное. В сочетании с гораздо большим эксцентриситетом Марса по сравнению с Землей и гораздо более тонкой атмосферой в целом, южные зимы и лета имеют более широкий диапазон, чем на Земле.

Циркуляция Хэдли и летучие вещества

Циркуляция Хэдли на Марсе смещена относительно симметрии относительно его экватора. [35] В сочетании с большим сезонным диапазоном Южного полушария (см. выше) это приводит к «поразительной северо-южной полусферической асимметрии атмосферных и остаточных запасов ледяной шапки марсианской воды», «а также к текущей северо-южной асимметрии сезонных альбедо ледяной шапки». Атмосфера Марса в настоящее время является «нелинейным насосом воды в северное полушарие Марса». [36]

Интерактивная карта Марса

Карта МарсаAcheron FossaeAcidalia PlanitiaAlba MonsAmazonis PlanitiaAonia PlanitiaArabia TerraArcadia PlanitiaArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumElysium MonsElysium PlanitiaGale craterHadriaca PateraHellas MontesHellas PlanitiaHesperia PlanumHolden craterIcaria PlanumIsidis PlanitiaJezero craterLomonosov craterLucus PlanumLycus SulciLyot craterLunae PlanumMalea PlanumMaraldi craterMareotis FossaeMareotis TempeMargaritifer TerraMie craterMilankovič craterNepenthes MensaeNereidum MontesNilosyrtis MensaeNoachis TerraOlympica FossaeOlympus MonsPlanum AustralePromethei TerraProtonilus MensaeSirenumSisyphi PlanumSolis PlanumSyria PlanumTantalus FossaeTempe TerraTerra CimmeriaTerra SabaeaTerra SirenumTharsis MontesTractus CatenaTyrrhena TerraUlysses PateraUranius PateraUtopia PlanitiaValles MarinerisVastitas BorealisXanthe Terra
Изображение выше содержит кликабельные ссылкиИнтерактивная карта-изображение глобальной топографии Марса . Наведите курсор твоя мышьна изображение, чтобы увидеть названия более 60 выдающихся географических объектов, и щелкните, чтобы перейти к ним. Цвет базовой карты указывает относительные высоты , основанные на данных лазерного высотомера Mars Orbiter Laser Altimeter на Mars Global Surveyor NASA . Белые и коричневые цвета указывают самые высокие высоты (от +12 до +8 км ); за ними следуют розовые и красные (от +8 до +3 км ); желтый -0 км ; зеленый и синий — более низкие высоты (до−8 км ). Оси — широта и долгота ; отмечены полярные регионы .
(См. также: Карта марсоходов и Карта Марсианского мемориала ) ( просмотр • обсуждение )


Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Грили, Р. и Дж. Гест. 1987. Геологическая карта восточного экваториального региона Марса, масштаб 1:15 000 000. Геологическая серия США. Разные инвестиции. Карта I-802-B, Рестон, Вирджиния
  2. ^ Sharp, R (1973). «Марс, изрезанный и хаотичный ландшафт» (PDF) . J. Geophys. Res . 78 (20): 4073–4083. Bibcode : 1973JGR....78.4073S. doi : 10.1029/jb078i020p04073.
  3. ^ Уиттен, Доротея С. (1993). Образность и творчество: этноэстетика и миры искусства в Америке . ISBN 978-0-8165-1247-8.
  4. ^ Plaut, J. et al. 2008. Радиолокационные данные о наличии льда в дольчатых обломках в средних северных широтах Марса. Lunar and Planetary Science XXXIX. 2290.pdf
  5. ^ Карр, М. 2006. Поверхность Марса. Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-87201-0 
  6. ^ Squyres, S (1978). "Марсианская изрезанная местность: поток эрозионных обломков". Icarus . 34 (3): 600–613. Bibcode : 1978Icar...34..600S. doi : 10.1016/0019-1035(78)90048-9.
  7. ^ Киффер, Хью Х. (октябрь 1992 г.). Марс: Карты . ISBN 978-0-8165-1257-7.
  8. ^ Леоне, Джованни (1 мая 2014 г.). «Сеть лавовых трубок как источник происхождения Labyrinthus Noctis и Valles Marineris на Марсе». Журнал вулканологии и геотермальных исследований . 277 : 1–8. Бибкод : 2014JVGR..277....1L. doi :10.1016/j.jvolgeores.2014.01.011.
  9. ^ Леверингтон, Дэвид В. (2004-10-01). "Вулканические борозды, обтекаемые острова и происхождение каналов оттока на Марсе". Журнал геофизических исследований: Планеты . 109 (E10): E10011. Bibcode : 2004JGRE..10910011L. doi : 10.1029/2004JE002311 . ISSN  2156-2202.
  10. ^ Леверингтон, Дэвид В. (2011-09-15). «Вулканическое происхождение каналов оттока Марса: основные доказательства и основные выводы». Геоморфология . 132 (3–4): 51–75. Bibcode : 2011Geomo.132...51L. doi : 10.1016/j.geomorph.2011.05.022. S2CID  26520111.
  11. ^ ab Leone, Giovanni (2016-01-01). «Выравнивание вулканических особенностей в южном полушарии Марса, вызванное миграцией мантийных плюмов». Журнал вулканологии и геотермальных исследований . 309 : 78–95. Bibcode : 2016JVGR..309...78L. doi : 10.1016/j.jvolgeores.2015.10.028.
  12. ^ Бейкер, Д.; и др. (2010). «Модели потоков дольчатых обломочных шлейфов и линейных долин к северу от ям Исмения, Марс: доказательства обширного оледенения в средних широтах в позднем Амазонии». Icarus . 207 (1): 186–209. Bibcode :2010Icar..207..186B. doi :10.1016/j.icarus.2009.11.017.
  13. ^ "HiRISE - Glacier? (ESP_018857_2225)". www.uahirise.org . Архивировано из оригинала 2017-05-30.
  14. ^ Харгитай, Хенрик; Керестури, Акош (2015). Энциклопедия планетарных форм рельефа — Спрингер . дои : 10.1007/978-1-4614-3134-3. ISBN 978-1-4614-3133-6. S2CID  132406061.
  15. ^ Гарсиа-Арне, Анхель (2023). «Геологическая карта переходной зоны Терра Киммерия-Непентес Менсае, Марс - 1: 1,45 миллиона». Журнал карт . 19 (1). дои : 10.1080/17445647.2023.2227205 .
  16. ^ Фрей, Х. В. (2006-08-01). "Ограничения воздействия и хронология основных событий ранней истории Марса". Журнал геофизических исследований: Планеты . 111 (E8): E08S91. Bibcode : 2006JGRE..111.8S91F. doi : 10.1029/2005JE002449 . ISSN  2156-2202.
  17. ^ Макгилл, GE; Сквайрес, S. W (1991). «Происхождение дихотомии марсианской коры: оценка гипотез». Icarus . 93 (2): 386–393. Bibcode :1991Icar...93..386M. doi :10.1016/0019-1035(91)90221-e.
  18. ^ Эндрюс-Ханна, Джеффри К.; Зубер, Мария Т.; Банердт, В. Брюс (2008). «Бассейн Бореалис и происхождение дихотомии марсианской коры». Nature . 453 (7199): 1212–1215. Bibcode :2008Natur.453.1212A. doi :10.1038/nature07011. PMID  18580944. S2CID  1981671.
  19. ^ Эндрюс-Ханна, Джеффри К.; Зубер, Мария Т.; Банердт, В. Брюс (2008). «Бассейн Бореалис и происхождение дихотомии марсианской коры». Nature . 453 (7199): 1212–1215. Bibcode :2008Natur.453.1212A. doi :10.1038/nature07011. PMID  18580944. S2CID  1981671.
  20. ^ Маринова, Маргарита М.; Ааронсон, Одед; Асфауг, Эрик (2008-06-26). «Формирование полусферической дихотомии Марса в результате мегаудара». Nature . 453 (7199): 1216–1219. Bibcode :2008Natur.453.1216M. doi :10.1038/nature07070. ISSN  0028-0836. PMID  18580945. S2CID  4328610.
  21. ^ Эндрюс-Ханна, Джеффри К.; Зубер, Мария Т.; Банердт, В. Брюс (2008-06-26). «Бассейн Бореалис и происхождение дихотомии марсианской коры». Nature . 453 (7199): 1212–1215. Bibcode :2008Natur.453.1212A. doi :10.1038/nature07011. ISSN  0028-0836. PMID  18580944. S2CID  1981671.
  22. ^ Вильгельмс, Дон Э.; Сквайрес, Стивен В. (1984-05-10). «Марсианская полусферическая дихотомия может быть следствием гигантского удара». Nature . 309 (5964): 138–140. Bibcode :1984Natur.309..138W. doi :10.1038/309138a0. S2CID  4319084.
  23. ^ Леоне, Джованни; Такли, Пол Дж.; Герья, Тарас В.; Мэй, Дэйв А.; Чжу, Гуйчжи (28.12.2014). «Трехмерное моделирование гипотезы столкновения с южным полярным гигантом для происхождения марсианской дихотомии». Geophysical Research Letters . 41 (24): 2014GL062261. Bibcode : 2014GeoRL..41.8736L. doi : 10.1002/2014GL062261 . ISSN  1944-8007.
  24. ^ Леоне, Джованни; Такли, Пол Дж.; Герья, Тарас В.; Мэй, Дэйв А.; Чжу, Гуйчжи (28.12.2014). «Трехмерное моделирование гипотезы столкновения с южным полярным гигантом для происхождения марсианской дихотомии». Geophysical Research Letters . 41 (24): 2014GL062261. Bibcode : 2014GeoRL..41.8736L. doi : 10.1002/2014GL062261 . ISSN  1944-8007.
  25. ^ Леоне, Джованни; Такли, Пол Дж.; Герья, Тарас В.; Мэй, Дэйв А.; Чжу, Гуйчжи (28.12.2014). «Трехмерное моделирование гипотезы столкновения с южным полярным гигантом для происхождения марсианской дихотомии». Geophysical Research Letters . 41 (24): 2014GL062261. Bibcode : 2014GeoRL..41.8736L. doi : 10.1002/2014GL062261 . ISSN  1944-8007.
  26. ^ Голабек, Грегор Дж.; Келлер, Тобиас; Геря, Тарас Владимирович; Чжу, Гуйчжи; Тэкли, Пол Дж.; Коннолли, Джеймс А.Д. (сентябрь 2011 г.). «Происхождение марсианской дихотомии и Фарсиды в результате гигантского удара, вызвавшего массивный магматизм». Икар . 215 (1): 346–357. дои : 10.1016/j.icarus.2011.06.012.
  27. ^ Баллантайн, Гарри А.; Джутци, Мартин; Голабек, Грегор Дж.; Мишра, Локеш; Ченг, Кар Вай; Розель, Антуан Б.; Такли, Пол Дж. (март 2023 г.). «Исследование возможности марсианской дихотомии, вызванной ударом». Icarus . 392 : 115395. arXiv : 2212.02466 . doi : 10.1016/j.icarus.2022.115395 .
  28. ^ Сон (1994). "Тектоника марсианских плит". Журнал геофизических исследований . 99 (E3): 5639. Bibcode : 1994JGR....99.5639S. doi : 10.1029/94JE00216.
  29. ^ Робертс, Джеймс Х.; Чжун, Шицзе (2006). «Конвекция степени 1 в мантии Марса и происхождение полушарной дихотомии». Журнал геофизических исследований . 111 (E6): E06013. Bibcode : 2006JGRE..111.6013R. doi : 10.1029/2005je002668 .
  30. ^ Вонг, Тереза; Соломатов, Вячеслав С (2015-07-02). "К законам масштабирования для инициирования субдукции на планетах земной группы: ограничения из двумерного моделирования стационарной конвекции". Progress in Earth and Planetary Science . 2 (1): 18. Bibcode :2015PEPS....2...18W. doi : 10.1186/s40645-015-0041-x . ISSN  2197-4284.
  31. ^ О'Рурк, Джозеф Г.; Коренага, Джун (2012-11-01). «Эволюция планет земного типа в режиме застойной крышки: эффекты размера и образование самодестабилизирующейся коры». Icarus . 221 (2): 1043–1060. arXiv : 1210.3838 . Bibcode :2012Icar..221.1043O. doi :10.1016/j.icarus.2012.10.015. S2CID  19823214.
  32. ^ Фрей, Х.; Шульц, РА (1988). «Большие ударные бассейны и мегаударное происхождение коровой дихотомии Марса». Geophys. Res. Lett . 15 (3): 229–232. Bibcode : 1988GeoRL..15..229F. doi : 10.1029/gl015i003p00229.
  33. ^ Фрей, Х.; Шульц, РА (1988). «Большие ударные бассейны и мегаударное происхождение коровой дихотомии Марса». Geophys. Res. Lett . 15 (3): 229–232. Bibcode : 1988GeoRL..15..229F. doi : 10.1029/gl015i003p00229.
  34. ^ Барлоу, Н. (2008). Марс: Введение в его недра, поверхность и атмосферу . Cambridge University Press. ISBN 978-1107644878. OCLC  232551466.
  35. ^ Де Патерис, И., Лиссауэр, Дж. Планетарные науки Издательство Кембриджского университета
  36. ^ Клэнси, РТ; Гроссман, АВ; и др. (июль 1996 г.). «Насыщение водяным паром на малых высотах вокруг афелия Марса: ключ к марсианскому климату?». Icarus . 122 (1): 36–62. Bibcode :1996Icar..122...36C. doi :10.1006/icar.1996.0108.

Внешние ссылки