Văile Marinare

Văile Marinare

Văile Mariner se întind pe peste 4.000 km de-a lungul suprafeței lui Marte, mai ales de la est la vest chiar sub ecuator, așa cum se vede în această imagine compozită din mai multe imagini Viking 1 .
Caracteristici
Lungimepeste 4000 km
Lăţimeaproximativ 600 km
Pătrat
  • 600 km²
Locație
13°54′S SH. 59°12′ V  / 13,9  / -13,9; -59,2° S SH. 59,2°V _
punct rosuVăile Marinare
 Fișiere media la Wikimedia Commons

Mariner Valleys [1] [2] , sau Mariner Valleys [3] ( lat.  Valles Marineris ) este un sistem de canion gigant de pe Marte . Descoperit în 1971-1972 de nava spațială Mariner 9 ; numit după programul Mariner în 1973 la propunerea lui William Pickering [4] [5] . Se întinde din provincia Tharsis spre sud-est [2] .

Caracteristici cheie

Văile Mariner au 4.500 km lungime (un sfert din circumferința planetei), până la 600 km lățime (în medie 200 [6] ) și până la 11 km adâncime . Acest sistem de canioane depășește celebrul Marele Canion de 10 ori în lungime, de aproximativ 20 de ori în lățime și de 7 ori în adâncime și este cel mai mare canion cunoscut din sistemul solar ( Canionul Argo de pe luna lui Pluto Charon este aproape la fel de adânc [7] ).

Văile Marinare sunt împărțite în mai multe regiuni. În vest este labirintul Nopții , la est sunt canioanele Titon și Io, apoi Melas, Kandor și Ophir, apoi Koprat, apoi Gange, Eos și Capri, transformându-se în haos (zone de relief haotic), făcând legătura cu câmpia Chrys [1] [2] .

Epicentrul cutremurului cu magnitudinea 4,2 pe scara Richter, înregistrat pe 25 august 2021 de seismometrul SEIS al sondei InSight, a fost probabil localizat în Văile Mariner [8] .

Formare

Majoritatea cercetătorilor cred că Văile Mariner s-au format în primele etape ale formării lui Marte ca urmare a răcirii planetei .[ clarifica ] . Lățimea canioanelor a crescut în timp ca urmare a eroziunii . Este posibil ca aceste văi să fi fost formate printr-un proces similar cu apariția unei falii de rift în Africa de Est .

Multe alte teorii despre formarea văilor Mariner au fost prezentate în trecut. Inițial, a prevalat ipoteza că aceasta ar fi făcut parte din sistemul de canale marțiane , dar odată cu construirea unor telescoape puternice în a doua jumătate a secolului al XX-lea, această idee a trebuit să fie abandonată. În anii 1970, se credea că canioanele s-au format ca urmare a eroziunii apei sau a activității termocarstice asociate cu topirea permafrostului. Această ipoteză s-a dovedit, de asemenea, nesatisfăcătoare. În plus, în 1972 a fost înaintată ideea că văile Mariner s-au format ca urmare a evadării magmei subterane.

Formarea văilor Mariner este posibil asociată cu formarea provinciei vecine Tharsis și erupțiile vulcanilor giganți localizați în aceasta. O altă ipoteză leagă apariția văilor Mariner cu căderea unui meteorit gigant de pe partea opusă a lui Marte, care a format câmpiile Hellas și/sau Isis.

Labirintul Nopții, aparent, s-a format în timpul proceselor tectonice - întinderea și crăparea suprafeței. Văile sale sunt grabeni [9] [10] . Puțin la sud de punctul în care Labirintul intră în canioanele uriașe se află craterul Audemans [1] [2] . Un impact de meteorit în această locație ar fi putut topi gheața și/sau dioxidul de carbon solid. La nord de crater din Văile Mariner există o zonă cu șanțuri și depresiuni, despre care se crede că s-au format prin mișcarea gheții sau a lichidului. Există și munți mici în formă de con, probabil vulcani dispăruți.

Regiunea Rhys s-a format probabil în timpul unei puternice inundații.

Regiunile Văilor Marinare

Labirintul nopții

Labirintul nopții este o zonă tăiată de multe canioane care se intersectează. Este situată pe marginea vestică a văilor Mariner, legându-le cu capătul nordic al brazdelor Claritas și este situată pe o ridicare de 11 km [9] , care trece în munții Tharsis din vest . La sud, labirintul Nopții se învecinează cu platoul sirian, în sud-est - cu platoul Sinai și cu platoul Soarelui. Dinspre nord pleacă numeroase brazde , numite „ brazdele Nopții ”, din sud-vest - sistemul de brazde Claritas , iar dinspre est - Canionul Io și Canionul Teton . În plus, craterul Audemans [2] , parțial distrus de 124 de kilometri, se îmbină cu partea de sud-est a labirintului Nopții .

Văi și canioane curg între blocuri masive de materiale antice. Cu toate acestea, stratul superior fracturat al majorității blocurilor este probabil de origine vulcanică ulterioară (asociat cu vulcanii din provincia Tharsis ). Pereții blocurilor sunt formați dintr-un material continuu, omogen. Suprafața dintre blocuri este netedă pe alocuri, neuniformă pe alocuri. Suprafața neuniformă este mai caracteristică părții de est a labirintului. Este posibil ca neregulile să se datoreze deplasării vântului peste un peisaj eterogen și eroziunii, poate că acestea sunt fragmente de perete. S-ar putea să se fi format zone netede ca urmare a derivării vântului. Nu au fost găsite urme de curgeri de apă în vecinătatea labirintului Nopții [11] .

Canioanele Tethon și Io

Canionul Io începe la vârful nordic al craterului Oudemans și merge spre est. Canionul Teton este situat la nord, paralel cu Canionul Io. În interiorul canionului Io (puțin mai aproape de peretele de sud) se află munții Gerionului. Podeaua Canionului Io este alcătuită din material provenit din alunecările de teren de pe versanții acestuia. Se presupune că odinioară canionul a fost mai îngust și mai adânc, dar în timp s-a umplut cu stâncă care s-a prăbușit de pe pereți. În partea de jos nu există cratere și urme de eroziune. Pereții acestui canion (mai ales pe partea de sud) sunt tăiați de văi meridionale scurte. Aceste văi amintesc de formațiunile de pe Platoul Colorado al Pământului de lângă Marele Canion , formate ca urmare a scurgerii apelor subterane și a eroziunii ulterioare.

Teton Canyon este similar cu Io Canyon, dar există diferențe. În special, pe pereți nu sunt atât de multe văi, iar unele zone ale fundului au urme de eroziune eoliană (se presupune că cenusa vulcanică căzută este supusă eroziunii).

Zona dintre canioanele Tethon și Io este acoperită cu lavă și stratificări asociate cu extinderea provinciei Tharsis .

Canioanele Melas, Ophir și Kandor

Următoarea parte a văilor Mariner este formată din trei canioane (de la nord la sud): Melas, Ophir și Kandor. Melas este continuarea estică a lui Io, Kandor (la nord de Melas) este continuarea canionului Tethon, Ophir este un oval pe partea de nord a Kandorului. Toate cele trei canioane sunt conectate.

Fundul acestor crăpături are o diferență semnificativă de cotă.

Fundul Canionului Melas este acoperit, după cum se crede, de cenușă vulcanică, care a suferit eroziune eoliană. În plus, constă din materialul pereților prăbușiți. Stânca prăbușită se află de-a lungul versanților canionului.

Cel mai adânc punct de pe Marte este situat în Canionul Melas - la 11 km sub suprafața din jurul văii.

Fundul dintre canioanele Melas și Kandor are o suprafață brăzdată. Acest lucru se poate datora sedimentelor și altor caracteristici asociate cu mișcarea gheții sau a lichidului. Există, de asemenea, mult material de origine vulcanică, inclusiv urme de eroziune eoliană. Există și vârfuri formate din aceeași stâncă ca și pereții canionului.

Koprat Canyon

Mai la est, sistemul de canioane trece în canionul Koprat, foarte asemănător cu canioanele Io și Tithon. Particularitatea sa este prezența sedimentelor și a urmelor de acțiune a vântului în partea de est. În plus, pe versanții Koprat, precum și la Io, sunt vizibile depozite stratificate, iar la Koprat sunt mai pronunțate. Aceste depozite au precedat formarea Văilor Mariner și se credea că sunt de origine sedimentară. După primirea datelor de la Mars Global Surveyor , s-a emis ipoteza că stratificarea s-a format din cauza straturilor de origine vulcanică sau ca urmare a situației pe fundul bazinelor de apă lichidă sau înghețată. Deriva vântului a fost, de asemenea, sugerată, dar este puțin probabil ca materialul eolian să fie dominant în aceste depozite stratificate. În plus, s-a observat că straturile superioare sunt de obicei mult mai subțiri decât cele inferioare, ceea ce poate fi explicat prin originea lor diferită.

Stratificarea a fost găsită și în partea de jos a canionului Koprat. Pe Pământ, aceste tipuri de structuri sunt formate din roci sedimentare care se acumulează treptat pe fundul unor corpuri mari de apă. În mod similar, paturile stratificate de pe Marte pot fi compuse din roci sedimentare care s-au format pe fundul lacurilor și mărilor antice. Cu toate acestea, cercetătorii îndeamnă să trateze această ipoteză cu prudență, deoarece structura stratificată își poate datora aspectul unor procese complet diferite. Cu toate acestea, datorită posibilei relații dintre fosile și apă, straturile precum cele descrise aici par a fi cel mai potrivit loc pentru căutările viitoare ale vieții pe Marte .

Analiza structurilor stratificate ajută la înțelegerea istoriei geologice timpurii a lui Marte.

Canioanele Eos și Gange

Mai la est se află Eos, Capri și Gange. În partea de est a Eosului există dungi și caneluri aerodinamice. Probabil s-au format sub influența fluxurilor de fluide. Canionul Gange din vest se termină orbește. Fundul său este format în principal din depozite aluvionare (al căror material provine din pereții prăbușiți).

Rhys Plain

Mai spre est, văile Mariner trec într-o serie de haos , iar acestea, la rândul lor, în câmpia Chrys, unde aterizatorul Viking-1 a aterizat pe 20 iulie 1976 . Câmpia Rhys este situată la doar un kilometru deasupra celui mai de jos punct al Văilor Mariner. Iată un teren haotic care seamănă cu o structură din estul statului Washington . Această structură de pământ s-a format în timpul Pleistocenului , probabil ca urmare a inundațiilor catastrofale când un „baraj” glaciar a spart prin apele lacului Missoula . Atât în ​​Chris, cât și în Washington există „insule” în formă de lacrimă, canale lungi, suprafețe plane la diferite niveluri.

Nori și ceață

Când Marte este aproape de periheliu , nori înalți (40-50 km) apar peste văile Mariner. Vântul de est le trage de-a lungul ecuatorului și le suflă spre vest, unde sunt spălate treptat. Lungimea lor ajunge la câteva sute (până la o mie) de kilometri, iar lățimea lor ajunge la câteva zeci. Ele constau, judecând după condițiile din aceste straturi ale atmosferei, din gheață de apă. Sunt destul de groși și aruncă umbre bine marcate la suprafață. Apariția lor se explică prin faptul că denivelările reliefului perturbă curenții de aer, îndreptându-i în sus. Acolo se racesc, iar vaporii de apa continuti in ele se condenseaza [12] .

În plus, dimineața se ridică peste labirintul Nopții o ceață, formată tot din cristale de gheață de apă. Motivul pentru aceasta nu este cunoscut cu exactitate. Poate că adevărul este că versanții vestici ai văilor servesc ca capcane de vapori de apă seara (ca locurile cele mai reci la această oră a zilei), iar dimineața, devenind locurile cele mai calde, degajă acest abur. Pe măsură ce se ridică și se răcește, se condensează în cristale [13] .

Vezi și

Note

  1. ↑ 1 2 3 4 Nomenclatura detaliilor reliefului lui Marte, 1981 , Pe listele de nume de detalii ale reliefului lui Marte, p. 51–70.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 Harta lui Marte la scara 1:20.000.000 cu nume în rusă (link inaccesibil) . planetologia.elte.hu . Consultat la 29 mai 2012. Arhivat din original pe 29 mai 2012.   , compilat de MIIGAiK în 1982
  3. ↑ Atlasul planetelor terestre și al sateliților lor . - M . : Editura MIIGAiK, 1992. - 208 p.
  4. ↑ De Vaucouleurs G., Davies M., Dollfus A., Koval IK, Masursky H., Miyamoto S., Moroz VI, Sagan C., Blunck J., Kuiper GP Noua nomenclatură marțiană a  Uniunii Astronomice Internaționale)  // Icar  : jurnal. - Elsevier , 1975. - Vol. 26 , nr. 1 . - P. 85-98 . - doi : 10.1016/0019-1035(75)90146-3 . - . Arhivat din original pe 7 august 2014.
  5. ↑ Valles  Marineris . Gazetteer al Nomenclaturii Planetare . Grupul de lucru al Uniunii Astronomice Internaționale (IAU) pentru Nomenclatura Sistemelor Planetare (WGPSN) (1 octombrie 2006). Data accesului: 21 februarie 2016. Arhivat din original pe 21 februarie 2016.
  6. ↑ Valles  Marineris . Bun venit pe Planete . NASA (2005). Preluat la 22 ianuarie 2018. Arhivat din original la 16 iulie 2019.
  7. ↑ Bill Keeter. Un „Super Grand Canyon” pe Luna lui Pluto Charon (23 iunie 2016). Consultat la 26 iunie 2016. Arhivat din original pe 26 iunie 2016.
  8. ↑ NASA's InSight Finds Three Big Marsquakes, Thanks to Solar-Panel Dusting (link nu este disponibil) . www.jpl.nasa.gov . Preluat la 26 septembrie 2021. Arhivat din original la 26 septembrie 2021.   , 22 septembrie 2021
  9. ↑ 1 2 Masson P. Contribuție la interpretarea structurală a regiunilor Valles Marineris-Noctis Labyrinthus-Claritas Fossae de pe Marte  //  The moon and the planets : journal. - 1980. - Vol. 52 , nr. 2 . - P. 211-219 . - doi : 10.1007/BF00898432 . - Cod biblic .
  10. ^ Bistacchi N., Massironi M., Baggio P. Large-scale fault kinematic analysis in Noctis Labyrinthus (Mars  )  // Planetary and Space Science  : journal. — Elsevier , 2004. — Vol. 52 , nr. 1-3 . - P. 215-222 . - doi : 10.1016/j.pss.2003.08.015 . - Cod biblic .
  11. ↑ Weitz CM, Bishop JL, Thollot P., Mangold N., Roach LH Diverse mineralogies in two troughs of Noctis Labyrinthus, Mars  //  Geology : journal. - 2011. - Vol. 39 , nr. 10 . - P. 899-902 . - doi : 10.1130/G32045.1 . - Cod biblic .
  12. ↑ Clancy RT, Wolff MJ, Cantor BA, Malin MC, Michaels TI Valles Marineris cloud trails  //  Journal of Geophysical Research: Planets. - 2011. - Vol. 114 , nr. E11 . - doi : 10.1029/2008JE003323 . — Cod .
  13. ↑ NASA/JPL/USGS. PIA03213: Noctis Labyrinthus  (engleză) . photojournal.jpl.nasa.gov (21 februarie 2001). Preluat la 19 martie 2013. Arhivat din original la 21 martie 2013.

Literatură

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii
În cataloagele bibliografice