Labirintul Nopții

Labirintul nopții [1] ( lat.  Noctis Labyrinthus [2] ) este cel mai mare labirint al lui Marte [3] . Este un complex de canioane care se intersectează care se întinde pe 1200 km [2] care leagă capătul vestic al văilor Mariner cu capătul nordic al brazdelor Claritas . Centrul labirintului are coordonatele 6°22′ S. SH. 258°49′ E  / 6,36  / -6,36; 258,81° S SH. 258,81° E g [ ]

Descoperire și denumire

Labirintul Nopții a moștenit numele Lacului Nopții ( lat.  Noctis Lacus ) - un detaliu albedo descoperit în timpul observațiilor la sol din secolul al XIX-lea [2] [4] și numit de Eugene Antoniadi [5] . Lacul Nopții este o mică pată întunecată a cărei vizibilitate este foarte variabilă [4] [6] .

În 1971-1972, nava spațială Mariner 9 a obținut primele imagini detaliate ale acestei zone [7] [8] , și s-a dovedit că Lacul Nopții este partea întunecată (estică) a unui sistem de canioane mari [9] [10 ] ] . În 1973, Uniunea Astronomică Internațională a aprobat denumirea de Noctis Labyrinthus [2] (Labirintul nopții [1] ) pentru aceasta. Este primul labirint numit al lui Marte și cel mai mare dintre ele [3] .

Descriere

Labirintul nopții este situat pe o înălțime care atinge o înălțime de 11 km [11] . Acesta este al doilea cel mai înalt și cel mai mare platou al lui Marte [12] , iar în vest trece în cel mai înalt și mai extins - provincia Tharsis . 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 Nopţii ”, din sud-vest – sistemul de brazde Claritas , iar dinspre est – canionul Io şi canionul Teton , cu care încep văile Marinerului . În plus, craterul Oudemans [13] [14] [15] [16] parțial distrus de 124 km se îmbină cu partea de sud-est a labirintului Nopții .

Canioanele care formează labirintul Nopții sunt grabeni [11] [17] . În multe locuri, acestea sunt suprapuse cu depresiuni rotunjite (posibil cratere extinse prin eroziune ) [18] . Adâncimea canioanelor ajunge la câțiva kilometri [19] [20] . Majoritatea fundului lor este acoperit cu nisip și praf aduse de vânt. Dunele de nisip sunt vizibile pe alocuri [19] .

Pe pereții depresiunilor sunt vizibile aflorimente ale numeroaselor straturi de roci. În special, există straturi de cenușă vulcanică și lavă solidificată - nu numai mai vechi, ci și mai tinere decât canioanele în sine. Conform spectrelor din regiunile vizibil și infraroșu, obținute de Mars Reconnaissance Orbiter , în rocile de la fundul acestor depresiuni au fost găsite sulfați hidratați , silicați , opal , argile purtătoare de aluminiu și o serie de alte minerale [21] .

Ceață și nori

Dimineața, ceața se ridică peste labirintul Nopții , format din cristale de gheață de apă. Motivul pentru aceasta nu este cunoscut cu exactitate. Poate că adevărul este că versanții vestici ai canioanelor servesc ca capcane de vapori de apă seara (ca cele mai reci locuri la această oră a zilei), iar dimineața, devenind cele mai calde locuri, eliberează acest abur. Pe măsură ce se ridică și se răcește, se condensează în cristale [22] .

În plus, atunci când Marte este aproape de periheliu , nori înalți (40-50 km) apar deasupra labirintului Nopții și a văilor Marinerului . 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, și 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 [23] .

Origine și istorie

Morfologia canioanelor labirintului Nopții arată că acesta s-a format în cursul proceselor tectonice - întinderea și crăparea suprafeței [17] [18] . Aceasta a fost probabil o consecință a ascensiunii sale [20] . Impunerea canioanelor sale asupra altor detalii de relief face posibilă aflarea în ce ordine au fost formate. Conform acestor date, este clar că activitatea tectonică s-a desfășurat în mai multe etape în regiunea labirintului Nopții. A durat poate 2–3 miliarde de ani [20] .

Canioanele acestui labirint sunt tăiate în câmpii de lavă, care probabil s-au format la sfârșitul epocii noahiene  - sfârșitul erei hesperiene (acum aproximativ 3,7-3,0 miliarde de ani) [24] . Vârsta labirintului în sine este estimată de unii cercetători ca fiind Hesperian târziu– Amazonian timpuriu (3–2 Ga) [21] [24] [20] , alții ca Noahien târziu–Hesperian timpuriu [17] (aproximativ 3,7 Ga). Aparent, acest labirint s-a format concomitent cu văile Mariner [17] [20] . Brazdele Nopții și brazdele Claritas s-au format probabil mai devreme decât labirintul Nopții [20] [25] [17] și simultan unele cu altele [20] . Vârsta lor este estimată ca Noahian târziu - Hesperian timpuriu [20] . În plus, în vecinătatea labirintului există o serie de falii care s-au format în alte vremuri (atât înainte, cât și după el). Mai vechi sau mai tânăr decât labirintul este craterul Audemans, nu este clar [16] .

Cauzele activității tectonice în regiunea labirintului Nopții, precum și văile Mariner, nu sunt cunoscute cu exactitate [19] . Este posibil ca formarea celor mai vechi falii din regiunea labirintului Nopții să fi fost o consecință a întinderii suprafeței în timpul ridicării provinciei Tharsis și a zonelor învecinate [18] . Mai târziu s-au format canioane mari - împreună cu văile Mariner [17] [18] . Unii autori sugerează că cele mai vechi falii din zona labirintului sunt legate de formarea de impact a câmpiei Isis . Conform acestei versiuni, undele seismice de la acest impact s-au concentrat pe partea opusă a lui Marte - în vecinătatea punctului 15 ° 00' S. SH. 269°00′ E  / 15,0  / -15,0; 269,0° S SH. 269,0° E care se află la aproximativ 400 km de centrul labirintului Nopții [ 12] [26] .

Relativ recent (acum 50-100 de milioane de ani), unele canioane au fost parțial umplute cu cenușă și lavă de la vulcanii Tharsis și platoul sirian [27] [25] . Mai târziu, unele dintre aceste roci au fost demolate prin eroziune [27] . Aceste precipitații au avut un efect relativ redus asupra aspectului modern al acestei zone [25] .

Morfologia unor straturi de rocă indică faptul că depunerea lor a avut loc concomitent cu deschiderea canioanelor. Nu au fost găsite urme de curgeri de apă în vecinătatea Labirintului Nopții și se presupune că formarea mineralelor hidratate este asociată cu apa subterană sau topirea zăpezii. Probabil, uneori canioanele erau chiar parțial umplute cu apă [21] .

Acolo a fost găsit și un detaliu de relief, pentru care unii cercetători sugerează o origine glaciară. Acesta este un deal cu un diametru de aproximativ 2 km, în care versantul nord-estic este mult mai abrupt decât cel opus. Este situat la coordonatele 8°20′ S. SH. 266°20′ E  / 8,33  / -8,33; 266,34° S SH. 266,34° E [ 27]

În unele canioane din Labirintul Nopții, condițiile umede și neutre au persistat mult timp după ce au fost înlocuite cu condiții uscate și acide pe Marte în ansamblu [21] [28] . O comparație a vârstei diferitelor minerale de pe Marte arată că schimbarea de la neutru la acid a avut loc între erele Noachian și Hesperian. Acest lucru este indicat, în special, de faptul că epoca Noah este caracterizată prin depunerea de smectite, iar cea Hesperiană prin sulfați . În plus, în timp, clima a devenit mai uscată: mineralele hidratate găsite pe Marte datează în principal din primul miliard de ani din istoria sa (înainte de timpul Hesperianului timpuriu) [27] [28] . Dar în unele canioane din labirintul Nopții, condițiile neutre umede au persistat chiar și în Hesperian și, posibil, începutul erei amazoniene [21] . S-au găsit acolo și roci hidratate mai tinere (Amazonianul târziu, < 100 Ma), dar s-ar fi putut forma și sub un climat asemănător celui modern [27] .

Note

  1. ↑ 1 2 Nomenclatura detaliilor reliefului lui Marte, 1981 , p. 67.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 Noctis Labyrinthus  . Gazetteer al Nomenclaturii Planetare . Grupul de lucru al Uniunii Astronomice Internaționale (IAU) pentru Nomenclatura Sistemelor Planetare (WGPSN) (1 octombrie 2006). Data accesului: 19 martie 2013. Arhivat din original pe 8 aprilie 2013.
  3. ↑ 1 2 Rezultatele căutării în nomenclatură. Marte. Labyrinthus, labyrinthi  (engleză) . Gazetteer al Nomenclaturii Planetare . Grupul de lucru al Uniunii Astronomice Internaționale (IAU) pentru Nomenclatura Sistemelor Planetare (WGPSN). Data accesului: 19 martie 2013. Arhivat din original pe 8 aprilie 2013.
  4. ↑ 12 Antoniadi E.M. Planeta Marte . - Keith Reid Limited, 1975. - S. 190-191. — ISBN 0-904094-146 .
  5. ↑ Martynov D. Ya. Ce se întâmplă pe Marte  // Pământul și universul (nr. 3, 1974). - S. 25 .
  6. ↑ Price FW The Planet Observer's Handbook . - 2. - Cambridge University Press, 2000. - P. 165. - ISBN 0-521-78981-8 .
  7. ↑ Jet Propulsion Laboratory 1971 Annual Report . - 1972. - P. 8–9. Copie arhivată (link indisponibil) . Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 15 mai 2013. 
  8. ↑ Sheehan W. 12. Mariner 9 // The Planet Mars: A History of Observation and Discovery  . — University of Arizona Press, 1996. Copie arhivată (link indisponibil) . Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 4 octombrie 2014. 
  9. ↑ Frey H. Caracteristici de suprafață pe Marte: albedo și radar la sol în comparație cu topografia Mariner 9  //  Journal of Geophysical Research : jurnal. - 1974. - Vol. 79 , nr. 26 . - P. 3907-3916 . - doi : 10.1029/JB079i026p03907 . - Cod biblic .
  10. ↑ [bse.sci-lib.com/particle015934.html Marte (numele părților de pe suprafață)] - articol din Marea Enciclopedie Sovietică
  11. ↑ 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 .
  12. ↑ 1 2 Peterson JE Efectele antipodale ale impacturilor majore de formare a bazinului asupra lui Marte  //  Lunar and Planetary Science IX, PP. 885-886. abstract. TKO: jurnal. - 1978. - Cod biblic .
  13. ↑ Oudemans  . _ Gazetteer al Nomenclaturii Planetare . Grupul de lucru al Uniunii Astronomice Internaționale (IAU) pentru Nomenclatura Sistemelor Planetare (WGPSN) (17 noiembrie 2010). Data accesului: 19 martie 2013. Arhivat din original pe 8 aprilie 2013.
  14. ↑ Harta lui Marte . MIIGAiK (1982). — (scara 1:20.000.000, titluri în rusă). Consultat la 18 noiembrie 2013. Arhivat din original la 29 mai 2012.
  15. ↑ Harta pe site-ul Gazetteer of Planetary Nomenclature (0,9 Mb) . Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 14 ianuarie 2021.
  16. ↑ 1 2 Mest SC, Weitz CM, Tornabene LL Corelation of Low-Albedo Deposits on the Floors of Oudemans Crater and Southeast Noctis Labyrinthus  // A  42th Lunar and Planetary Science Conference, a avut loc în perioada 7-11 martie 2011 la The Woodlands, Texas. Contribuția LPI Nr. 1608, p.2547 : jurnal. - 2011. - .
  17. ↑ 1 2 3 4 5 6 Bistacchi N., Massironi M., Baggio P. Large-scale fault kinematic analysis in Noctis Labyrinthus (Mars  )  // Planetary and Space Science  : journal. - 2004. - Vol. 52 , nr. 1-3 . - P. 215-222 . - doi : 10.1016/j.pss.2003.08.015 . - Cod biblic .
  18. ↑ 1 2 3 4 Masson P. Originea și evoluția regiunii Valles Marineris de pe Marte  //  Progrese în cercetarea spațială : jurnal. - Elsevier , 1985. - Vol. 5 , nr. 8 . - P. 83-92 . - doi : 10.1016/0273-1177(85)90244-3 . - Cod biblic .
  19. ↑ 1 2 3 Gurgurewicz J. Petrography and structures of Noctis Labyrinthus (Valles Marineris, Mars): preliminary results  //  Mineralogical Society of Poland - special papers : journal. - 2005. - Vol. 26 . - P. 171-174 . Arhivat din original pe 28 mai 2006. Copie arhivată (link indisponibil) . Consultat la 19 martie 2013. Arhivat din original pe 28 mai 2006. 
  20. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Tanaka KL, Davis PA Istoria tectonică a provinciei Siria Planum de pe Marte  //  Journal of Geophysical Research : jurnal. - 1988. - Vol. 93 , nr. B12 . - P. 14893-14917 . - doi : 10.1029/JB093iB12p14893 . - Cod biblic .
  21. ↑ 1 2 3 4 5 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 .
  22. ↑ 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.
  23. ↑ Clancy RT, Wolff MJ, Cantor BA, Malin MC, Michaels TI Valles Marineris cloud trails  //  Journal of Geophysical Research: Planets : jurnal. - 2011. - Vol. 114 , nr. E11 . - doi : 10.1029/2008JE003323 . — Cod .
  24. ↑ 1 2 Tanaka KL Originea Valles Marineris și Noctis Labyrinthus, Marte, prin colapsul controlat structural și eroziunea materialelor crustale  //  Documentul conferinței, 28th Annual Lunar and Planetary Science Conference, p. 413 : jurnal. - 1997. - Cod biblic .
  25. ↑ 1 2 3 Tanaka KL, Davis PA Istoria și morfologia faliilor în regiunea Noctis Labyrinthus - Claritas Fossae de pe Marte  //  Rezumate ale Conferinței Lunar and Planetary Science : jurnal. - 1987. - Vol. 18 . - P. 994-995 . - Cod biblic .
  26. ↑ Williams DA, Greeley R. Assessment of antipodal-impact terrains on Mars   // Icarus . - Elsevier , 1994. - Vol. 110 , nr. 2 . - P. 196-202 . - doi : 10.1006/icar.1994.1116 . - Cod . Arhivat din original pe 14 iunie 2010.
  27. ↑ 1 2 3 4 5 Mangold N., Roach L., Milliken R., Le Mouélic S., Ansan V., Bibring JP, Masson Ph., Mustard JF, Murchie S., Neukum G. Originea și evoluția Valles Regiunea Marineris de Marte  (engleză)  // Icarus  : jurnal. — Elsevier , 2010. — Vol. 207 , nr. 1 . - P. 265-276 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.10.015 . - Cod .
  28. ↑ 1 2 Thollot P., Mangold N., Le Mouélic S., Milliken RE, Roach LH, Mustard JF Recent Hydrated Minerals in Noctis Labyrinthus Chasmata, Mars  //  First International Conference on Mars Sedimentology and Stratigraphy, a avut loc în perioada 19-21 aprilie, 2010 în El Paso, Texas. Contribuția LPI Nr. 1547, p.64 : jurnal. - 2010. - .

Literatură

Link -uri