Az éjszaka labirintusa

Az éjszaka labirintusa [1] ( lat.  Noctis Labyrinthus [2] ) a Mars legnagyobb labirintusa [3] . Ez egy 1200 km-en át húzódó , egymást keresztező kanyonok komplexuma [2] , amely összeköti a Mariner-völgyek nyugati végét a Claritas barázdák északi végével . A labirintus középpontjának koordinátái 6°22′ D. SH. 258°49′ K  / 6,36 ° S SH. 258,81° K g [ ]  / -6,36; 258,81

Felfedezés és névadás

Az Éjszaka Labirintusa örökölte az Éjszaka tava ( lat.  Noctis Lacus ) nevét – egy albedórészletet , amelyet a 19. században földi megfigyelések során fedeztek fel [2] [4] , és Eugene Antoniadi [5] nevezte el . Az Éjszaka tava egy kis sötét folt, amelynek láthatósága nagyon változó [4] [6] .

1971-1972-ben a Mariner 9 űrszonda készítette az első részletes képeket erről a területről [7] [8] , és kiderült, hogy az Éjszaka tava egy nagy kanyonrendszer sötét (keleti) része [9] [10 ] ] . 1973-ban a Nemzetközi Csillagászati ​​Unió jóváhagyta a Noctis Labyrinthus [2] (Az Éjszaka Labirintusa [1] ) nevet. Ez a Mars elsőként elnevezett labirintusa, és közülük a legnagyobb [3] .

Leírás

Az Éjszaka Labirintusa egy 11 km-es magaslaton található [11] . Ez a Mars második legmagasabb és legnagyobb fennsíkja [12] , nyugaton pedig átmegy a legmagasabb és legkiterjedtebb - Tharsis tartományba . Délen az Éjszaka labirintusa a szíriai fennsíkkal határos, délkeleten a Sínai-fennsík és a Nap-fennsík. Északról számos barázda indul ki belőle, az úgynevezett „ éj barázdái ”, délnyugatról a Claritas barázdák rendszere , keletről pedig az Io -kanyon és a Teton-kanyon , amelyekkel a Mariner-völgyek kezdődnek . Ezenkívül a részben megsemmisült 124 km hosszú Oudemans [13] [14] [15] [16] kráter egyesül az Éjszaka labirintusának délkeleti oldalával .

Az Éjszaka labirintusát alkotó kanyonok a grabens [11] [17] . Sok helyen lekerekített mélyedések (esetleg erózió által kitágult kráterek ) helyezkednek el [18] . A kanyonok mélysége eléri a több kilométert [19] [20] . A fenekük nagy részét a szél által hozott homok és por borítja. Helyenként homokdűnék láthatók [19] .

A mélyedések falain számos kőzetréteg kibukkanása látható . Különösen a vulkáni hamu és a megszilárdult láva rétegei vannak – nemcsak idősebbek, hanem maguk a kanyonok is fiatalabbak. A Mars Reconnaissance Orbiter által a látható és infravörös tartományban kapott spektrumok szerint hidratált szulfátokat , szilikátokat , opálokat , alumíniumtartalmú agyagokat és számos más ásványt találtak a mélyedések alján lévő kőzetekben [21] .

Köd és felhők

Reggel köd száll fel az Éjszaka vízjégkristályokból álló labirintusa fölé . Ennek oka pontosan nem ismert. Talán az a helyzet, hogy a kanyonok nyugati lejtői esténként vízgőzcsapdákként szolgálnak (mint a leghidegebb helyek ebben a napszakban), reggel pedig a legmelegebb helyekké válva adják ki ezt a párát. Ahogy felemelkedik és lehűl, kristályokká kondenzálódik [22] .

Ezen túlmenően, amikor a Mars a perihélium közelében van, magas (40-50 km) felhők jelennek meg az Éjszaka labirintusa és a Mariner völgyei felett . A keleti szél az Egyenlítő mentén húzza őket és nyugatra fújja, ahol fokozatosan elmosódnak. Hosszúságuk eléri a több száz (akár ezer) kilométert, szélességük a több tízet. A légkör ezen rétegeiben uralkodó viszonyokból ítélve vízjégből is állnak. Meglehetősen vastagok, és jól látható árnyékokat vetnek a felületre. Megjelenésüket az magyarázza, hogy a domborzat egyenetlenségei megzavarják a légáramlásokat, felfelé irányítva azokat. Ott lehűtik, és a bennük lévő vízgőz lecsapódik [23] .

Eredet és történelem

Az Éjszaka labirintusának kanyonjainak morfológiája azt mutatja, hogy tektonikai folyamatok - a felszín nyúlása és repedése - során jött létre [17] [18] . Ez valószínűleg felemelkedésének volt a következménye [20] . Szurdokainak más domborműrészletekre való ráhelyezése lehetővé teszi, hogy kiderüljön, milyen sorrendben keletkeztek. Ezen adatok alapján jól látható, hogy az Éjszaka labirintusának vidékén a tektonikai tevékenység több szakaszban zajlott. Talán 2-3 milliárd évig tartott [20] .

Ennek a labirintusnak a kanyonjai láva síkságokba vannak vágva, amelyek valószínűleg a Noach -kor  végén - a heszperi korszak végén (kb. 3,7-3,0 milliárd évvel ezelőtt) keletkeztek [24] . Magának a labirintusnak a korát egyes kutatók késő-heszperi-kora amazóniai (3-2 Ga) [21] [24] [20] , mások késő-nóchi-kora heszperi [17] -re (kb. 3,7 Ga) becsülik. Úgy tűnik, ez a labirintus a Mariner-völgyekkel egy időben jött létre [17] [20] . Az éj barázdái és a Claritas barázdái valószínűleg korábban, mint az Éjszaka labirintusa [20] [25] [17] és egymással párhuzamosan keletkeztek [20] . Életkorukat későnóchi – korai heszperira becsülik [20] . Emellett a labirintus környezetében számos máskor (előtte és utána) kialakult vetőhely található. A labirintusnál idősebb vagy fiatalabb az Audemans-kráter, ez nem világos [16] .

A tektonikus aktivitás okai az Éjszaka labirintusának vidékén, valamint a Mariner-völgyekben nem pontosan ismertek [19] . Elképzelhető, hogy az Éjszaka labirintusának vidékén a legősibb vetők kialakulása a Tharsis tartomány és a környező területek felemelkedése során a felszín megnyúlásának a következménye [18] . Később nagy kanyonok alakultak ki – a Mariner-völgyekkel együtt [17] [18] . Egyes szerzők szerint a labirintus területén a legősibb törések az Ízisz-síkság becsapódási kialakulásához köthetők . E változat szerint az ebből a becsapódásból származó szeizmikus hullámok a Mars másik oldalán - a déli 15 ° 00' pont közelében - koncentrálódtak. SH. 269°00′ K  / 15,0 ° S SH. 269,0° K amely megközelítőleg 400 km-re található az Éjszaka labirintusának központjától [ 12] [26] .  / -15,0; 269,0

Viszonylag a közelmúltban (50-100 millió évvel ezelőtt) néhány kanyon részben megtelt a Tharsis vulkánokról és a szíriai fennsíkról származó hamuval és lávával [27] [25] . Később e kőzetek egy részét erózió lebontotta [27] . Ezek a csapadékok viszonylag csekély hatással voltak e terület modern megjelenésére [25] .

Egyes kőzetrétegek morfológiája arra utal, hogy lerakódásuk a kanyonok megnyílásával egy időben zajlott. Az Éjszaka Labirintusa környékén vízfolyásnak nyomát nem találták, a hidratált ásványok képződését feltételezik a talajvízzel vagy a hóolvadással. Valószínűleg néha a kanyonok részben is megteltek vízzel [21] .

Egy domborműves részletet is találtak ott, amelyre egyes kutatók glaciális eredetre utalnak. Ez egy körülbelül 2 km átmérőjű domb, melynek északkeleti lejtője jóval meredekebb, mint a szemköztié. A déli szélesség 8°20′ koordinátáin található. SH. 266°20′ K  / 8,33  / -8,33; 266,34° S SH. 266,34° K [ 27]

Az Éjszaka Labirintusa egyes kanyonjaiban a nedves és semleges viszonyok még sokáig fennmaradtak azután is, hogy azokat száraz és savas körülmények váltották fel a Marson összességében [21] [28] . A Marson található különböző ásványok korának összehasonlítása azt mutatja, hogy a semlegesről a savasra való váltás a Noach- és a Hesperi-korszak között történt. Erre utal különösen az a tény, hogy a Noach-korszakot a szmektitek, a heszperi korszakot pedig a szulfátok lerakódása jellemzi . Ráadásul az idő múlásával az éghajlat is kiszáradt: a Marson talált hidratált ásványok főként történetének első milliárd évéből származnak (a korai heszperi időszámítás előtt) [27] [28] . Ám az Éjszaka labirintusának egyes kanyonjaiban a nedves, semleges viszonyok még a heszperi, és valószínűleg az amazóniai korszak kezdetéig is fennmaradtak [21] . Fiatalabb hidratált kőzeteket (késő amazóniai, < 100 millió éve) is találtak ott, de ezek a maihoz hasonló klímában is kialakulhattak [27] .

Jegyzetek

  1. ↑ 1 2 A Mars domborművének részleteinek nómenklatúrája, 1981 , p. 67.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 Noctis Labyrinthus  . A bolygónómenklatúra közlönye . A Nemzetközi Csillagászati ​​Unió (IAU) Planetary System Nomenclature (WGPSN) munkacsoportja (2006. október 1.). Hozzáférés dátuma: 2013. március 19. Az eredetiből archiválva : 2013. április 8.
  3. ↑ 1 2 nómenklatúra keresési eredménye. Mars. Labyrinthus, labyrinthi  (angolul) . A bolygónómenklatúra közlönye . A Nemzetközi Csillagászati ​​Unió (IAU) bolygórendszer-nómenklatúrával foglalkozó munkacsoportja (WGPSN). Hozzáférés dátuma: 2013. március 19. Az eredetiből archiválva : 2013. április 8.
  4. ↑ 12 Antoniadi E.M. A Mars bolygó . - Keith Reid Limited, 1975. - S. 190-191. — ISBN 0-904094-146 .
  5. ↑ Martynov D. Ya. Mi van a Marson  // A Föld és az Univerzum (3. sz., 1974). - S. 25 .
  6. ↑ Ár 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. Archivált másolat (nem elérhető link) . Letöltve: 2019. december 2. Az eredetiből archiválva : 2013. május 15. 
  8. ↑ Sheehan W. 12. Mariner 9 // The Planet Mars: A History of Observation and Discovery  . — A University of Arizona Press, 1996. Archivált másolat (hivatkozás nem érhető el) . Letöltve: 2019. december 2. Az eredetiből archiválva : 2014. október 4.. 
  9. ↑ Frey H. Felszíni jellemzők a Marson: Földi albedó és radar a Mariner 9 topográfiával összehasonlítva  //  Journal of Geophysical Research : folyóirat. - 1974. - 1. évf. 79 , sz. 26 . - P. 3907-3916 . - doi : 10.1029/JB079i026p03907 . - Iránykód .
  10. ↑ [bse.sci-lib.com/particle015934.html Mars (a felszínen lévő részek neve)] - cikk a Great Soviet Encyclopedia- ból
  11. ↑ 1 2 Masson P. Hozzájárulás a Mars Valles Marineris-Noctis Labyrinthus-Claritas Fossae régióinak szerkezeti értelmezéséhez  //  A hold és a bolygók : folyóirat. - 1980. - 1. évf. 52 , sz. 2 . - P. 211-219 . - doi : 10.1007/BF00898432 . - Iránykód .
  12. ↑ 1 2 Peterson JE Antipodal Effects of Major Basin-Forming Impacts on Mars  //  Lunar and Planetary Science IX, PP. 885-886. absztrakt. TKO: folyóirat. - 1978. - .
  13. ↑ Oudemans  . _ A bolygónómenklatúra közlönye . A Nemzetközi Csillagászati ​​Unió (IAU) Planetary System Nomenclature (WGPSN) munkacsoportja (2010. november 17.). Hozzáférés dátuma: 2013. március 19. Az eredetiből archiválva : 2013. április 8.
  14. ↑ A Mars térképe . MIIGAiK (1982). — (1:20 000 000 méretarány, orosz nyelvű címek). Letöltve: 2013. november 18. Az eredetiből archiválva : 2012. május 29.
  15. ↑ Térkép a Gazetteer of Planetary Nomenclature honlapján (0,9 Mb) . Letöltve: 2019. december 2. Az eredetiből archiválva : 2021. január 14.
  16. ↑ 1 2 Mest SC, Weitz CM, Tornabene LL Az alacsony albedó lerakódások korrelációja az Oudemans-kráter és a Southeast Noctis Labyrinthus talaján  //  42. Hold- és Bolygótudományi Konferencia, 2011. március 7–11., Texas, The Woodlands. LPI-hozzájárulás sz. 1608, p. 2547 : folyóirat. - 2011. - .
  17. ↑ 1 2 3 4 5 6 Bistacchi N., Massironi M., Baggio P. Nagyméretű hibakinematikai elemzés a Noctis Labyrinthusban (Mars  )  // Planetary and Space Science  : Journal. - 2004. - 20. évf. 52 , sz. 1-3 . - P. 215-222 . - doi : 10.1016/j.pss.2003.08.015 . - Iránykód .
  18. ↑ 1 2 3 4 Masson P. A Mars Valles Marineris régiójának eredete és fejlődése  //  Előrelépések az űrkutatásban : folyóirat. - Elsevier , 1985. - 1. évf. 5 , sz. 8 . - 83-92 . o . - doi : 10.1016/0273-1177(85)90244-3 . - .
  19. ↑ 1 2 3 Gurgurewicz J. A Noctis Labyrinthus (Valles Marineris, Mars) petrográfiája és szerkezetei: előzetes eredmények  //  Mineralogical Society of Poland - special papers : Journal. - 2005. - 20. évf. 26 . - 171-174 . o . Az eredetiből archiválva : 2006. május 28. Archivált másolat (nem elérhető link) . Hozzáférés dátuma: 2013. március 19. Az eredetiből archiválva : 2006. május 28. 
  20. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Tanaka KL, Davis PA A Syria Planum Mars tartomány tektonikus története  //  Journal of Geophysical Research : folyóirat. - 1988. - 1. évf. 93. sz . B12 . - P. 14893-14917 . - doi : 10.1029/JB093iB12p14893 . - Iránykód .
  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. - 20. évf. 39 , sz. 10 . - P. 899-902 . - doi : 10.1130/G32045.1 . - Iránykód .
  22. ↑ NASA/JPL/USGS. PIA03213: Noctis Labyrinthus  (angol) . photojournal.jpl.nasa.gov (2001. február 21.). Letöltve: 2013. március 19. Az eredetiből archiválva : 2013. március 21..
  23. ↑ Clancy RT, Wolff MJ, Cantor BA, Malin MC, Michaels TI Valles Marineris felhőnyomok  //  Journal of Geophysical Research: Planets : folyóirat. - 2011. - 20. évf. 114. sz . E11 . - doi : 10.1029/2008JE003323 . — .
  24. ↑ 1 2 Tanaka KL Valles Marineris és Noctis Labyrinthus eredete, Mars, a kéreganyagok szerkezetileg szabályozott összeomlásával és eróziójával  //  Conference Paper, 28th Annual Lunar and Planetary Science Conference, p. 413 : folyóirat. - 1997. - .
  25. ↑ 1 2 3 Tanaka KL, Davis PA A faulting története és morfológiája a Mars Noctis Labyrinthus - Claritas Fossae régiójában  //  A Hold- és Bolygótudományi Konferencia absztraktjai : folyóirat. - 1987. - 1. évf. 18 . - P. 994-995 . - Iránykód .
  26. ↑ Williams DA, Greeley R. Assessment of antipodal-impact terrains on Mars   // Icarus . - Elsevier , 1994. - Vol. 110 , sz. 2 . - P. 196-202 . - doi : 10.1006/icar.1994.1116 . - . Az eredetiből archiválva : 2010. június 14.
  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. A Völgyek eredete és evolúciója Marineris region of Mars  (angolul)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2010. — 20. évf. 207 , sz. 1 . - 265-276 . o . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.10.015 . - .
  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, április 19-21. 2010-ben El Pasóban, Texasban. LPI-hozzájárulás sz. 1547, 64. o.: folyóirat. - 2010. - .

Irodalom

Linkek