테라 사이렌움

Terra Sirenum
테라 사이렌룸 및 기타 지역의 경계를 표시하는 MOLA 지도
남극과 다른 지역 근처에 테라 사이렌룸의 경계를 보여주는 MOLA 지도

테라 사이렌움화성남반구에 있는 큰 지역이다.에 집중되어 있다.39°42′S 150°00′W / 39.7°S 150°W / -39.7; -150이며 가장 넓은 범위에서 3900 km를 커버한다.위도 10~70 남위, 위도 110~180W를 커버한다.[1]테라 사이렌룸은 뉴턴 크레이터를 포함한 대규모 분화구로 유명한 고지 지역이다.테라 사이렌룸은 화성의 파에톤티스 사분면과 멤노니아 사분면에 있다.테라 사이렌룸의 낮은 지역은 마아딤 발리스로 흘러들어간 호수를 한때 보유하고 있었던 것으로 추정된다.[2][3][4]

테라 사이렌움은 소녀들의 머리를 가진 새였던 사이렌들의 이름을 따서 지어졌다.오디세이에서 이 소녀들은 지나가는 선원들을 붙잡아 죽였다.[5]

염화 퇴적물

테라 사이렌움에서 염화물을 기반으로 한 광물의 퇴적물 증거는 2001년 화성 오디세이 궤도 탐사선의 방출 영상 시스템에 의해 2008년 3월에 발견되었다.예금액은 약 35억~39억년이다.이것은 화성 초기 역사에서 지표면에 가까운 물이 널리 퍼졌음을 시사하는데, 이것은 화성인의 생명체의 존재 가능성에 시사하는 바가 있다.[6][7]MRO는 염화물을 발견한 것 외에도, 물에 오래 노출되어 형성된 철/마그네슘을 발견했다.[8]

알폰소 다빌라 등은 염화물 퇴적물과 수분이 많은 필로실라테를 근거로 테라 사이렌움에는 면적 3만2㎞, 깊이 200m의 고대 호수가 있다고 보고 있다.이 호수를 뒷받침하는 또 다른 증거는 아타카마 사막에서 발견된 것과 같은 정상적이고 반전된 통로들이다.[9]

반전 릴리프

화성의 일부 지역은 하천처럼 한때 침하되었던 특징들이 이제 지표면 위에 있는 반전된 안도감을 보여준다.큰 바위 같은 재료가 저지대에 퇴적된 것으로 추정된다.나중에 침식(아마도 큰 바위를 움직일 수 없는 바람)은 표면층의 많은 부분을 제거했지만, 더 강한 내성 침전물을 남겼다.역안제를 만드는 다른 방법으로는 하천 바닥에서 흘러내리는 용암이나 물에 용해된 미네랄에 의해 굳어지는 물질이 있을 수 있다.지구에서 실리카에 의해 굳어진 물질은 모든 종류의 에로스적 힘에 대한 내성이 강하다.지구상의 반전된 수로의 예는 유타주 그린 강 근처의 시더 마운틴 형성에서 찾을 수 있다.하천모양의 역구조는 과거 화성 표면에 물이 흐른다는 또 다른 증거다.[10]

화성 갈매기

테라 사이렌룸은 최근 흐르는 물 때문일지도 모르는 많은 화성 갈매기들의 위치다.일부는 고르곤움 혼돈[11][12] 큰 분화구 코페르니쿠스와 뉴턴 근처의 많은 분화구에서 발견된다.[13][14]갈매기는 가파른 경사지, 특히 분화구의 벽에서 발생한다.갈매기는 분화구가 거의 없기 때문에 비교적 어린 것으로 여겨진다.게다가, 그들은 그들 자신이 꽤 젊다고 여겨지는 모래 언덕 위에 누워있다.

혀모양빙하

가능한 핑고

여기서 보이는 방사상 및 동심원 균열은 유리창으로 던져진 바위와 같이 힘이 부서지기 쉬운 층을 관통할 때 흔히 나타난다.이 특별한 골절들은 아마도 부서지기 쉬운 화성 표면 아래에서 무언가 생겨난 것에 의해 만들어졌을 것이다.얼음은 표면 아래에 렌즈 모양으로 축적되었을 수 있으며, 따라서 이 갈라진 덩어리들을 만든다.얼음은 바위보다 밀도가 낮아서 표면 위로 밀어올려 이 거미줄 같은 무늬를 만들어냈다.비슷한 과정이 지구의 북극 툰드라에서 비슷한 크기의 사냥개를 만들어낸다.그러한 특징들은 이누이트어인 "핑고스"라고 불린다.[15]핑고스는 순수한 물 얼음을 포함할 것이다. 따라서 그들은 미래의 화성의 식민지 개척자들에게 물의 원천이 될 수 있다.

동심 분화구 충진

로브산 파편 앞치마줄무늬 계곡 채우기처럼 동심 분화구 충전은 얼음이 풍부한 것으로 여겨진다.[16]이러한 분화구의 서로 다른 지점의 높이에 대한 정확한 지형과 분화구의 지름을 기준으로 분화구의 깊이를 계산해 보면 분화구의 80%가 대부분 얼음으로 채워져 있는 것으로 생각된다.[17][18][19][20]즉, 수 십 미터의 표면 파편이 있는 얼음으로 구성된 수백 미터의 물질을 보유하고 있다.[21][22]이전 기후의 강설로 인해 분화구에 얼음이 쌓였다.[23][24][25]최근의 모델링에 따르면 동심 분화구 충수는 눈이 쌓이는 많은 사이클에 걸쳐 발달한 후 분화구로 이동한다고 한다.일단 분화구 그늘과 먼지가 눈을 보존한다.눈이 얼음으로 변하다.많은 동심선은 눈이 쌓이는 많은 주기에 의해 생성된다.일반적으로 축방향 기울기가 35도에 이를 때마다 눈이 쌓인다.[26]

류신 분화구 특징

자기 줄무늬 및 판구조론

마스 글로벌 조사관(MGS)은 화성의 지각, 특히 파에톤티스와 에리다니아 사분면(Terra Cimmeria and Terra Syranium)에서 자기 줄무늬를 발견했다.[27][28]MGS의 자력계는 100km의 폭의 자석 지각 줄무늬가 2000km까지 거의 평행으로 뻗어 있는 것을 발견했다.이 줄무늬는 표면에서 위로 가리키는 한 개의 북극과 아래를 가리키는 북극과 극성으로 번갈아 나타난다.[29]1960년대에 지구에서 유사한 줄무늬가 발견되었을 때, 그것들은 판구조론의 증거로 채택되었다.연구원들은 화성에 있는 이러한 자기 줄무늬가 짧고 초기 판구조 활동을 위한 증거라고 믿는다.바위가 단단해졌을 때 그들은 그 당시 존재했던 자력을 유지했다.행성의 자기장은 표면 아래의 유동적인 움직임에 의해 발생한다고 믿어진다.[30][31][32]하지만, 지구의 자석 줄무늬와 화성의 자석 줄무늬 사이에는 몇 가지 차이점이 있다.화성 줄무늬는 더 넓고, 훨씬 더 강하게 자화되며, 중간 지각 확산 구역에서 퍼져나가지 않는 것처럼 보인다.자성 줄무늬가 들어 있는 면적은 약 40억년 전이기 때문에 지구 자기장은 아마도 화성 중심부의 녹은 철의 온도가 자력 발전기에 섞일 정도로 높았을 때 화성 생애 처음 몇억년 동안만 지속되었을 것으로 생각된다.헬라스처럼 큰 충격 분지 근처에는 자기장이 없다.충격의 충격으로 암석의 잔존 자석화가 지워졌을지도 모른다.그러므로, 중심부의 초기 유체 운동에 의해 생성된 자력은 충돌 후에 존재하지 않았을 것이다.[33]

헤마이트(FeO23)와 같은 자성 물질을 함유한 녹은 암석이 자기장이 있는 곳에서 냉각되고 굳으면 자화하여 배경장의 극성을 띠게 된다.이 자력은 바위가 이후 특정 온도(철의 경우 770 °C인 퀴리 지점) 이상으로 가열되는 경우에만 상실된다.바위에 남아 있는 자력은 바위가 굳어졌을 때의 자기장의 기록이다.[34]

기타 기능

인터랙티브 마스

Acheron 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 CatenaTyrrhen TerraUlysses PateraUranius PateraUtopia PlanitiaValles MarinerisVastitas BorealisXanthe TerraMap of Mars
화성의 지구 지형에 대한 The image above contains clickable links대화형 이미지 맵.이미지 위에 마우스를 올려 놓으면 60개 이상의 주요 지리적 피쳐의 이름이 표시되고 해당 피쳐에 연결하려면 클릭하십시오.기본 지도의 색상은 NASA의 화성 탐사선 '레이저 고도계'의 데이터를 바탕으로 상대적 고도를 나타낸다.흰색과 갈색은 가장 높은 고도(+12~+8km), 분홍색과 빨간색(+8~+3km), 노란색은 0km, 녹색과 파란색은 낮은 고도(-8km까지)를 나타낸다.위도, 경도, 극지방은 주목한다.
(다음 항목 참조):Mars Robers 지도Mars Memorial 지도)(보기토론)


참고 항목

참조

  1. ^ https://www.itouchmap.com/?r=features&z=7238
  2. ^ 어윈, R 등 2002년화성 마아딤발리스의 지질학 및 관련 고생물 분지.지오피스Res. 109(E12): doi:10.1029/2004JE002287
  3. ^ Michael H. Carr (2006). The surface of Mars. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-87201-0. Retrieved 21 March 2011.
  4. ^ https://www.uahirise.org/ESP_050948_1430
  5. ^ 블런크, 1982년 J.화성과 인공위성.박람회 출판사.뉴욕 스미스타운
  6. ^ Osterloo; Hamilton, VE; Bandfield, JL; Glotch, TD; Baldridge, AM; Christensen, PR; Tornabene, LL; Anderson, FS; et al. (2008). "Chloride-Bearing Materials in the Southern Highlands of Mars" (PDF). Science. 319 (5870): 1651–1654. Bibcode:2008Sci...319.1651O. doi:10.1126/science.1150690. PMID 18356522. S2CID 27235249.
  7. ^ "NASA Mission Finds New Clues to Guide Search for Life on Mars". Jet Propulsion Laboratory. 2008-03-20. Retrieved 2008-03-22.
  8. ^ 머치, S. 외2009. 화성 정찰궤도선으로부터 화성 1년의 관측 끝에 화성 수성 광물학의 합성.지구물리학 연구 저널: 114.
  9. ^ 다빌라, A. 외 2011년화성 남부 고지대의 테라 사이렌룸 지역에 있는 대규모 퇴적분지.이카루스. 212: 579-589.
  10. ^ https://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_006770_1760
  11. ^ https://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_004071_1425
  12. ^ https://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_001948_1425
  13. ^ https://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_004163_1375
  14. ^ 미국 내무부 지질조사국, 화성 동부지역 지형도 M 15M 0/270 2AT, 1991
  15. ^ https://www.uahirise.org/ESP_046359_1250
  16. ^ 레비, J. 외2009. 유토피아 플라니티아의 동심 분화구:빙하 "두뇌 지형"과 경혈 과정 사이의 역사 및 상호작용.이카루스: 202. 462-476.
  17. ^ 레비, J, J. 헤드, D.마샹의2010. 동심원 크레이터는 화성의 북쪽 중위도를 채운다: 형성 과정과 빙하 기원의 유사한 지형과의 관계.이카루스 2009, 390-404.
  18. ^ 레비, J, J. 헤드, J. 딕슨, C.파셋, G. 모건, S. 션 2010화성 프로토닐루스 멘새의 굴리 잔해물 흐름 퇴적물 확인 : 물을 머금은, 정력적인 굴리 형성 과정의 특성화.지구 행성.과학. 레트 294, 368–377.
  19. ^ https://hirise.lpl.arizona.edu/ESP_032569_2225
  20. ^ 가빈, J, S. 사키모토, J. 프롤리.2003. 화성의 크레이터: 격자무늬가 있는 MOLA 지형의 기하학적 특성.인: 제6차 화성 국제 회의.2003년 7월 20~25일 캘리포니아 패서디나.추상적 3277.
  21. ^ 가빈, J. 외 2002.화성 충돌 크레이터의 전지구적 기하학적 특성.달 행성.사이언스: 33.추상 # 1255.
  22. ^ https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA09662
  23. ^ 크레슬라프스키, 엠앤제이 헤드 2006화성의 북쪽 평면에서 충돌 크레이터의 수정: 아마존 기후 역사에 대한 함의.운석.행성.과학: 41. 1633-1646
  24. ^ 매들린, J. 외 2007.일반 순환 모델을 이용한 북방 중위도 빙하 탐사.인: 제7차 화성 국제 회의.추상적인 3096.
  25. ^ https://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_002917_2175
  26. ^ Fastook, J, J.Head. 2014.동심 분화구 충진: 아마존과 화성의 노아치안에서의 빙하 축적, 주입 및 탈화 속도. 제45회 달 및 행성 과학 회의(2014년) 1227.pdf
  27. ^ 2008년 N.N. Barlow.화성: 그것의 내부, 표면, 대기에 대한 소개.케임브리지 대학교 출판부
  28. ^ Forget, François; Costard, François; Lognonné, Philippe (12 December 2007). Planet Mars: Story of Another World. ISBN 978-0-387-48925-4.
  29. ^ Taylor, Fredric W. (10 December 2009). The Scientific Exploration of Mars. ISBN 978-0-521-82956-4.
  30. ^ 코너니, J. 외 1999.화성의 고대 지각에 있는 자기선.과학: 284. 794-798.
  31. ^ 랭글라이스, B. 외2004. 화성의 지각 자기장.지구물리학연구 제109권: EO2008
  32. ^ Connerney, J.; Acuña, MH; Ness, NF; Kletetschka, G; Mitchell, DL; Lin, RP; Reme, H; et al. (2005). "Tectonic implications of Mars crustal magnetism". Proceedings of the National Academy of Sciences of the USA. 102 (42): 14970–14975. Bibcode:2005PNAS..10214970C. doi:10.1073/pnas.0507469102. PMC 1250232. PMID 16217034.
  33. ^ Acuna, M.; Connerney, JE; Ness, NF; Lin, RP; Mitchell, D; Carlson, CW; McFadden, J; Anderson, KA; et al. (1999). "Global distribution of crustal magnetization discovered by the Mars Global Surveyor MAG/ER Experiment". Science. 284 (5415): 790–793. Bibcode:1999Sci...284..790A. doi:10.1126/science.284.5415.790. PMID 10221908.
  34. ^ https://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=31028&fbodylongid=645

권장 판독치

  • 그로칭거, J, R밀리켄(eds. 2012).화성의 퇴적 지질학.SEPM.
  • 로렌츠, R. 2014던 위스프러즈.행성 보고서: 34, 1, 8-14
  • 로렌츠, R, J. 짐벨만2014년. 둠의 세계:바람에 날린 모래가 어떻게 행성의 풍경을 형성하는가.Springer Praxis Books / Geophysical Sciences.

외부 링크