stringtranslate.com

Полигональный узорчатый грунт

Полигональная, узорчатая земля довольно распространена в некоторых регионах Марса. [1] [2] [3] [4] [5] [6] [7] Обычно считается, что это вызвано сублимацией льда из земли. Сублимация - это прямое изменение твердого льда в газ. Это похоже на то, что происходит с сухим льдом на Земле. Места на Марсе, которые демонстрируют полигональную землю, могут указывать, где будущие колонисты могут найти водяной лед. Низкоцентральные полигоны были предложены в качестве маркера для грунтового льда. [8] Полигональная местность также встречается в вечной мерзлоте Земли .

Узорчатые формы земли в слое мантии, называемом широтно-зависимой мантией , которая упала с неба, когда климат был другим. [9] [10] [11] [12]

На Марсе исследователи обнаружили узорчатую землю, которая образовалась из трещин, и узорчатую землю, образованную расположением валунов. Пока не ясно, что заставило валуны образовать узоры, но не похоже, что трещины заставили валуны двигаться. [13]

Физика

Похожий процесс происходит у нильских крокодилов . Кожа их морды трескается во время развития эмбриона, образуя полигональные узоры. [14]

В отличие от грязевых трещин, в которых преобладают Т-образные соединения, полигональная местность преобладает Y-образные соединения. Она формируется путем многократного отжига рисунка трещин, поскольку одна и та же почва частично плавится каждое лето, затем замерзает каждую зиму, пока тысячи лет спустя она не осядет в термодинамически благоприятном состоянии, в котором преобладают Y-образные соединения. Это похоже на столбчатую трещиноватость . [14]

Многоугольники в четырехугольнике Mare Australe

Многоугольники в четырехугольнике Касиуса

Полигоны вЧетырехугольник Эллады

Размеры и формирование полигональной поверхности

Трещиноватая полигональная земля обычно делится на два вида: с высоким центром и с низким центром. Середина полигона с высоким центром имеет ширину 10 метров, а его впадины — 2–3 метра. Полигоны с низким центром имеют ширину 5–10 метров, а граничные хребты — 3–4 метра. [15] [16] [17]

Высокоцентровые полигоны выше в центре и ниже вдоль границ. Образуется из-за повышенной сублимации вокруг трещин на поверхности. Трещины обычны на поверхностях, богатых льдом. [18] [19] [20] [21] [22] [5] [23]

Трещины обеспечивают место увеличенной площади поверхности для сублимации. Со временем узкие трещины расширяются, превращаясь в желоба.

Считается, что полигоны с низким центром развиваются из полигонов с высоким центром. Впадины по краям полигонов с высоким центром могут заполняться осадком. Этот толстый осадок будет замедлять сублимацию, поэтому больше сублимации будет происходить в центре, который защищен более тонким отложением лага. Со временем середина станет ниже внешних частей. Осадки из впадин превратятся в хребты. [15]

Высокоцентрированные полигоны вЧетырехугольник Ноя

Высокоцентрированные полигоны вЧетырехугольник озера Исмения

Обломочный узорчатый грунт

Многие области узорчатой ​​почвы были образованы валунами. По пока неизвестным причинам валуны часто располагаются в различных формах, включая многоугольники. Исследование вокруг кратера Ломоносова показало, что они не были вызваны сетями трещин. [13] Обломочная узорчатая почва была обнаружена на всех Северных равнинах. [24] [25] [26] [27] Другим местом была равнина Элизиум . [28] Исследователи также обнаружили эту местность в бассейне Аргир ( четырехугольник Аргир ). [29] [30]

Мантия, зависящая от широты

Большая часть поверхности Марса покрыта толстым слоем мантии, богатой льдом, который падал с неба несколько раз в прошлом. Он падал в виде снега и покрытой льдом пыли. Этот слой мантии называется « зависимой от широты мантией », потому что его возникновение связано с широтой. Именно эта мантия трескается и затем образует полигональную землю.

Мантийный слой существует очень долго, прежде чем весь лед исчезнет, ​​потому что наверху образуется защитный слой отложений. [31] Мантия содержит лед и пыль. После того, как определенное количество льда исчезает в результате сублимации, пыль остается наверху, образуя слой отложений. [32] [33] [34]

Мантия образуется, когда марсианский климат отличается от современного. Наклон или наклон оси планеты сильно меняются. [35] [36] [37] Наклон Земли меняется мало, потому что наша довольно большая луна стабилизирует Землю. У Марса есть только две очень маленькие луны, которые не обладают достаточной гравитацией, чтобы стабилизировать его наклон. Когда наклон Марса превышает примерно 40 градусов (по сравнению с сегодняшними 25 градусами), лед откладывается в определенных полосах, где сегодня много мантии. [38] [39]

Другие особенности поверхности

Другой тип поверхности называется « мозговой ландшафт », поскольку он выглядит как поверхность человеческого мозга. Мозговой ландшафт находится под полигональной землей, когда оба они видны в регионе. [15]

Поскольку верхний слой полигонов довольно гладкий, хотя лежащий под ним мозговой рельеф неровный, считается, что слой мантии, содержащий полигоны, имеет толщину 10–20 метров. [40]

«Баскетбольная местность» — еще одно выражение поверхности Марса. На определенных расстояниях она выглядит как поверхность баскетбольного мяча. На фотографиях крупным планом видно, что она состоит из груд камней. [41] [42] [43] [44] Было выдвинуто много идей, чтобы объяснить, как образуются эти груды камней. [45] [46]

Многие крутые поверхности в широтных полосах около 40 градусов северной и южной широты содержат овраги. Некоторые из оврагов имеют форму многоугольников. Их называют «оврагами». [40]

Сложный полигональный рисунок земли

На Земле

На Земле полигональная, структурированная поверхность встречается в богатых льдом грунтах, особенно в полярных регионах.

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ http://www.diss.fu-berlin.de/diss/servlets/MCRFileNodeSe [ постоянная мертвая ссылка ] rvlet/FUDISS_derivate_000000003198/16_ColdClimateLandforms-13-utopia.pdf?hosts=
  2. ^ Костама, В.-П.; Креславский, Хэд (2006). "Современная высокоширотная ледяная мантия на северных равнинах Марса: характеристики и возраст размещения". Geophys. Res. Lett . 33 (11): L11201. Bibcode :2006GeoRL..3311201K. CiteSeerX  10.1.1.553.1127 . doi :10.1029/2006GL025946. S2CID  17229252.
  3. ^ Малин, М.; Эджетт, К. (2001). «Камера Mars Global Surveyor Mars Orbiter: межпланетный круиз через основную миссию». J. Geophys. Res . 106 (E10): 23429–23540. Bibcode : 2001JGR...10623429M. doi : 10.1029/2000je001455 .
  4. ^ Милликен, Р.; и др. (2003). "Особенности вязкого течения на поверхности Марса: наблюдения с помощью изображений с высоким разрешением, полученных с помощью камеры Mars Orbiter Camera (MOC)". J. Geophys. Res . 108 (E6): E6. Bibcode : 2003JGRE..108.5057M. CiteSeerX 10.1.1.506.7847 . doi : 10.1029/2002JE002005. 
  5. ^ ab Mangold, N (2005). «Высокоширотные узорчатые грунты на Марсе: классификация, распределение и климатический контроль». Icarus . 174 (2): 336–359. Bibcode :2005Icar..174..336M. doi :10.1016/j.icarus.2004.07.030.
  6. ^ Креславский, М.; Хэд, Дж. (2000). «Шероховатость километрового масштаба на Марсе: результаты анализа данных MOLA». J. Geophys. Res . 105 (E11): 26695–26712. Bibcode : 2000JGR...10526695K. doi : 10.1029/2000je001259 .
  7. ^ Seibert, N.; Kargel, J. (2001). «Мелкомасштабный марсианский полигональный ландшафт: последствия для жидкой поверхностной воды». Geophys. Res. Lett . 28 (5): 899–902. Bibcode :2001GeoRL..28..899S. doi :10.1029/2000gl012093.
  8. ^ Соаре, Р. и др. 2018. ВОЗМОЖНАЯ ПОЛИГОНИЗАЦИЯ КЛИНОВИДНОГО ЛЬДА НА ПЛАНИЦИИ УТОПИЯ, МАРС, И ЕГО ШИРОТОПРОСТРАНСТВЕННЫЙ ГРАДИЕНТ К ПОЛЮСУ. 49-я конференция по лунной и планетарной науке 2018 г. (LPI Contrib. № 2083). 1084.pdf
  9. ^ Хехт, М (2002). «Метастабильность воды на Марсе». Icarus . 156 (2): 373–386. Bibcode :2002Icar..156..373H. doi :10.1006/icar.2001.6794.
  10. ^ Mustard, J.; et al. (2001). «Доказательства недавнего изменения климата на Марсе на основе идентификации молодого приповерхностного льда». Nature . 412 (6845): 411–414. Bibcode :2001Natur.412..411M. doi :10.1038/35086515. PMID  11473309. S2CID  4409161.
  11. ^ Креславский, М.А., Хэд, Дж.В., 2002. Высокоширотная современная поверхностная мантия на Марсе: новые результаты MOLA и MOC. Европейское геофизическое общество XXVII, Ницца.
  12. ^ Head, JW; Mustard, JF; Kreslavsky, MA; Milliken, RE; Marchant, DR (2003). «Недавние ледниковые периоды на Марсе». Nature . 426 (6968): 797–802. Bibcode :2003Natur.426..797H. doi :10.1038/nature02114. PMID  14685228. S2CID  2355534.
  13. ^ ab Barrett, A.; et al. (2017). «Обломочный узорчатый грунт в кратере Ломоносова, Марс: изучение механизмов формирования, контролируемых трещинами». Icarus . 295 : 125–139. Bibcode :2017Icar..295..125B. doi : 10.1016/j.icarus.2017.06.008 . hdl : 1893/26993 .
  14. ^ ab Геринг, Лукас; Моррис, Стивен В. (2014-11-01). «Растрескивание грязи, замерзание грязи и разрушение камней». Physics Today . 67 (11): 39–44. doi :10.1063/PT.3.2584. ISSN  0031-9228.
  15. ^ abc Levy, J.; Head, J.; Marchant, D. (2009). «Заполнение концентрических кратеров в Utopia Planitia: история и взаимодействие между ледниковым «мозговым ландшафтом» и перигляциальными мантийными процессами». Icarus . 202 (2): 462–476. Bibcode :2009Icar..202..462L. doi :10.1016/j.icarus.2009.02.018.
  16. ^ "HiRISE | Шестиугольники на ледяной местности (PSP_008883_2245)".
  17. ^ https://static.uahirise.org/images/2018/details/cut/PSP_008883_2245.jpg [ файл изображения с открытым URL ]
  18. ^ Матч, ТА; и др. (1976). «Поверхность Марса: вид с посадочного модуля Viking2». Science . 194 (4271): 1277–1283. Bibcode :1976Sci...194.1277M. doi :10.1126/science.194.4271.1277. PMID  17797083. S2CID  38178368.
  19. ^ Матч, Т. и др. (1977). «Геология места посадки Viking Lander 2». J. Geophys. Res . 82 (B28): 4452–4467. Bibcode : 1977JGR....82.4452M. doi : 10.1029/js082i028p04452.
  20. ^ Леви, Дж. и др. (2009). «Полигоны трещин термического сжатия на Марсе: классификация, распределение и климатические последствия наблюдений HiRISE». J. Geophys. Res . 114 (E1): E01007. Bibcode : 2009JGRE..114.1007L. doi : 10.1029/2008JE003273 .
  21. ^ Уошберн, А. 1973. Перигляциальные процессы и окружающая среда. St. Martin's Press, Нью-Йорк, стр. 1–2, 100–147.
  22. ^ Меллон, М. (1997). «Мелкомасштабные полигональные особенности на Марсе: сезонные трещины термического сжатия в вечной мерзлоте». J. Geophys. Res . 102 (E11): 25617–625. Bibcode : 1997JGR...10225617M. doi : 10.1029/97je02582 .
  23. ^ Марчант, Д.; Хед, Дж. (2007). «Антарктические сухие долины: микроклиматическая зональность, изменчивые геоморфологические процессы и их значение для оценки изменения климата на Марсе». Icarus (Представленная рукопись). 192 (1): 187–222. Bibcode :2007Icar..192..187M. doi :10.1016/j.icarus.2007.06.018.
  24. ^ Balme, M.; et al. (2013). «Морфологические доказательства геологически молодого таяния льда на Марсе: обзор последних исследований с использованием данных изображений высокого разрешения» (PDF) . Prog. Phys. Geogr. (Представленная рукопись). 37 (3): 289–324. doi :10.1177/0309133313477123. S2CID  129919923.
  25. ^ Галлангер, М.; и др. (2011). «Сортированные обломочные полосы, доли и связанные с ними овраги в высокоширотных кратерах на Марсе: формы рельефа, указывающие на очень недавнее полициклическое таяние подземного льда и жидкие потоки». Icarus . 211 (1): 458–471. Bibcode :2011Icar..211..458G. doi :10.1016/j.icarus.2010.09.010.
  26. ^ Джонссон, Д.; и др. (2012). «Перигляциальные формы рельефа на Марсе, указывающие на наличие временной жидкой воды в недавнем прошлом: выводы из солифлюкционных долей на Шпицбергене» (PDF) . Icarus . 218 (1): 489–505. Bibcode : 2012Icar..218..489J. doi : 10.1016/j.icarus.2011.12.021.
  27. ^ Орлофф, М.; и др. (2011). «Движение валунов в высоких северных широтах Марса». J. Geophys. Res . 116 (E11): 1–12. Bibcode : 2011JGRE..11611006O. doi : 10.1029/2011je003811.
  28. ^ Balme, M.; et al. (2009). «Отсортированные каменные круги на равнине Элизий, Марс: последствия для недавнего марсианского климата». Icarus . 200 (1): 30–38. Bibcode :2009Icar..200...30B. doi :10.1016/j.icarus.2008.11.010.
  29. ^ Banks, M.; et al. (2008). "Эксперимент по визуализации высокого разрешения (HiRISE) наблюдения за ледниковыми и перигляциальными морфологиями в высокогорьях около Аргирской равнины. Марс". J. Geophys. Res . 113 (E12): E12015. Bibcode : 2008JGRE..11312015B. doi : 10.1029/2007je002994.
  30. ^ Soare, R.; et al. (2016). «Сортированные (обломочные) полигоны в регионе Аргир, Марс, и возможные свидетельства до- и послеледникового перигляциата в позднеамазонскую эпоху». Icarus . 264 : 184–197. Bibcode :2016Icar..264..184S. doi :10.1016/j.icarus.2015.09.019.
  31. ^ Марчант, Д.; и др. (2002). «Формирование структурированной почвы и сублимационного тилла над ледниковым льдом миоцена в долине Бикон, южная часть Земли Виктории». Бюллетень Геологического общества Америки . 114 (6): 718–730. Bibcode : 2002GSAB..114..718M. doi : 10.1130/0016-7606(2002)114<0718:fopgas>2.0.co;2.
  32. ^ Schorghofer, N.; Aharonson, O. (2005). "Stability and exchange of subsurface ice on Mars" (PDF) . J. Geophys. Res . 110 (E5): E05. Bibcode :2005JGRE..110.5003S. doi : 10.1029/2004JE002350 .
  33. ^ Schorghofer, N (2007). «Динамика ледниковых периодов на Марсе». Nature . 449 (7159): 192–194. Bibcode :2007Natur.449..192S. doi :10.1038/nature06082. PMID  17851518. S2CID  4415456.
  34. ^ Head, J.; Mustard, J.; Kreslavsky, M.; Milliken, R.; Marchant, D. (2003). "Недавние ледниковые периоды на Марсе". Nature . 426 (6968): 797–802. Bibcode :2003Natur.426..797H. doi :10.1038/nature02114. PMID  14685228. S2CID  2355534.
  35. ^ имя; Touma, J.; Wisdom, J. (1993). "Хаотическая наклонность Марса". Science . 259 (5099): 1294–1297. Bibcode :1993Sci...259.1294T. doi :10.1126/science.259.5099.1294. PMID  17732249. S2CID  42933021.
  36. ^ Laskar, J.; Correia, A.; Gastineau, M.; Joutel, F.; Levrard, B.; Robutel, P. (2004). «Долгосрочная эволюция и хаотическая диффузия величин инсоляции Марса» (PDF) . Icarus (Представленная рукопись). 170 (2): 343–364. Bibcode : 2004Icar..170..343L. doi : 10.1016/j.icarus.2004.04.005. S2CID  33657806.
  37. ^ Леви, Дж.; Хед, Дж.; Марчант, Д.; Ковалевски, Д. (2008). «Идентификация полигонов трещин термического сжатия сублимационного типа на предполагаемом месте посадки NASA Phoenix: последствия для свойств субстрата и морфологической эволюции, обусловленной климатом». Geophys. Res. Lett . 35 (4): L04202. Bibcode : 2008GeoRL..35.4202L. doi : 10.1029/2007GL032813.
  38. ^ Креславский, М. Дж.; Хэд, Дж. (2002). «Марс: Природа и эволюция молодой, зависящей от широты мантии, богатой водой и льдом». Geophys. Res. Lett . 29 (15): 14–1–14–4. Bibcode :2002GeoRL..29.1719K. doi : 10.1029/2002GL015392 .
  39. ^ Креславский, М.; Хэд, Дж. (2006). «Модификация ударных кратеров на северных равнинах Марса: последствия для истории климата Амазонки». Meteorit. Planet. Sci . 41 (10): 1633–1646. Bibcode :2006M&PS...41.1633K. doi : 10.1111/j.1945-5100.2006.tb00441.x .
  40. ^ ab Levy, J.; et al. (2010). «Полигоны трещин термического сжатия на Марсе: синтез из исследований HiRISE, Phoenix и наземных аналогов». Icarus . 206 (1): 229–252. Bibcode :2010Icar..206..229L. doi :10.1016/j.icarus.2009.09.005.
  41. ^ Малин, М.; Эджетт, К. (2001). «Mars global surveyor Mars orbiter camera: interplanetary cruise through primary mission». J. Geophys. Res . 106 (E10): 23429. Bibcode : 2001JGR...10623429M. doi : 10.1029/2000je001455 .
  42. ^ Меллон, М.; и др. (2008). «Перигляциальные формы рельефа на месте посадки Феникса и северные равнины Марса». J. Geophys. Res . 113 (E4): 1–15. Bibcode : 2008JGRE..113.0A23M. doi : 10.1029/2007je003039.
  43. ^ "HiRISE | Баскетбольная местность (ESP_011816_2300)" .
  44. ^ "HiRISE | Баскетбольная местность (PSP_007254_2320)" .
  45. ^ Креславский, М.А. (2002). «Марс: Природа и эволюция молодой мантии, зависящей от широты и богатой водой и льдом». Geophysical Research Letters . 29 (15): 14–1–14–4. Bibcode : 2002GeoRL..29.1719K. doi : 10.1029/2002GL015392 .
  46. ^ Креславский, М. Дж. Хэд (2002). «Марс: Природа и эволюция молодой мантии, богатой водой и льдом, зависящей от широты». Geophysical Research Letters . 29 (15): 14–1–14–4. Bibcode : 2002GeoRL..29.1719K. doi : 10.1029/2002gl015392 .