아마조니스 쿼드랑글
Amazonis quadrangle![]() MOLA(Mars Orbiter Laser Attimeter) 데이터의 Amazonis 쿼드랑글 지도. 가장 높은 고도는 빨간색이고 가장 낮은 고도는 파란색이다. | |
좌표 | 15°00˚N 화씨 157°30°W / 15°N 157.5°W좌표: 15°00′N 157°30′W / 15°N 157.5°W/ 5 |
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Amazonis 쿼드랑글은 미국 지질조사국(USGS) 우주지질학연구프로그램(Astrogeology Research Programme)이 사용하는 화성의 일련의 30개의 쿼드랑글 지도 중 하나이다. Amazonis 쿼드랑글은 MC-8(Mars Chart-8)이라고도 한다.[1]
쿼드랑글은 화성에서 서경 135°~180°, 북위 0°~30°의 영역을 덮고 있다. 아마조네스 쿼드랑글에는 아마조니스 플라니티아라고 불리는 지역이 포함되어 있다. 이 지역은 화성의 분화구 밀도가 매우 낮기 때문에 화성의 가장 어린 지역에 속하는 것으로 생각된다. 아마존 에폭은 이 지역의 이름을 따서 명명되었다. 이 사각형에는 메두새 포새 형성과 술시라는 특이하고 특이한 특징이 있다.
메두새포새형성
아마조네스 쿼드랑글은 메두새 포새 형성이라고 불리는 형성의 큰 부분을 포함하고 있기 때문에 과학자들에게 큰 관심을 가지고 있다. 그것은 화성의 적도를 따라 거의 1,000km까지 뻗어 있는 부드럽고 쉽게 침식되는 퇴적물이다. 형성의 표면은 바람에 의해 야당이라 불리는 일련의 선형 능선으로 침식되어 왔다. 이 능선들은 일반적으로 그들을 조각한 지배적인 바람의 방향을 가리키며 화성 바람의 에로스적인 힘을 보여준다. 메두새 포새 형성의 쉽게 침식되는 성질은 약하게 굳어진 입자로 구성되어 있으며,[2] 바람으로 인한 먼지나 화산재가 퇴적되어 형성되었을 가능성이 가장 높다. 로라 케버가 이끄는 연구진은 지구 기후 모델을 사용하여 메두새 포새 형성이 화산 아폴리나리스 몬스, 아르시아 몬스, 그리고 어쩌면 파보니스 몬스의 화산재로부터 쉽게 형성되었을 수 있다는 것을 발견했다.[3] 세밀한 구성을 위한 또 다른 증거는 그 지역이 레이더 반입을 거의 하지 않는다는 것이다. 이러한 이유로 이곳은 "스틸스" 지역이라고 불려왔다.[4] 층이 형상의 일부분에서 보인다. 우주선의 이미지들은 물리적 특성, 구성, 입자 크기 및/또는 시멘트의 상당한 변화 때문에 서로 다른 정도의 경도를 가지고 있다는 것을 보여준다. 충격 크레이터는 그 지역 전체에 거의 보이지 않기 때문에 표면은 비교적 젊다.[5] 연구원들은 모든 것을 덮고 대기 중에 있는 거의 모든 먼지들이 메두새 포새 형성에 기원을 두고 있다는 것을 발견했다.[6] 이 형성과 대기 중, 그리고 표면을 덮고 있는 화학 원소(황소와 염소)가 같은 것으로 밝혀졌다. 화성의 먼지의 양은 행성 전체에 걸쳐 2미터에서 12미터 두께의 층을 형성하기에 충분하다.[7][8] 메두새포새형성에는 비교적 퇴적 특성이 적기 때문에 침식되고 있는 대부분의 물질은 대기 중에 정지되어 먼 거리를 운반할 수 있을 정도로 작을 것이다.[9]
2001년 화성 오디세이 중성자 분광계 자료를 분석한 결과 메두새 포새형성 일부에 물이 들어 있는 것으로 나타났다.[10]
ITESIS에서 볼 수 있듯이, Medusae Fossae Formation과 Olympus Mons에 대한 그것의 위치.
HiRISE에서 볼 수 있는 메두새 포새 재료와 뿌리 없는 원추로 이루어진 고원
HiWish 프로그램 하의 HiRISE에서 볼 수 있는 Medusae Fossae 편성의 야당.
술시
올림푸스 몬스의 베이스에서 매우 험준한 지형이 펼쳐져 있다. 리쿠스 술시(Lycus Sulci)라고 한다. 설치는 뇌의 표면에 있는 이랑을 라틴어로 말하므로 리쿠스 설치는 이랑이나 홈이 많다. 그 고랑들은 거대하다. 깊이가 최대 1킬로미터까지.[11] 걸어서 건너거나 우주선을 그곳에 착륙시키는 것은 매우 어려울 것이다. 이 지역의 사진은 아래와 같다.
히리즈에서 본 리쿠스 설치. 어두운 경사 줄무늬를 더 잘 보려면 이미지를 클릭하십시오.
기둥 접합
용암은 때때로 시원스럽게 흘러서 더 또는 더 적게 같은 크기의 기둥들로 이루어진 큰 그룹을 형성한다.[12] HiRISE 영상의 해상도는 2009년 다양한 위치에서 칼럼이 발견될 정도로 높다.
옐로우스톤 국립공원의 주상절리.
크레이터
충격 크레이터는 일반적으로 주위에 이젝타가 있는 테를 가지고 있지만, 반대로 화산 크레이터는 보통 테두리나 이젝타 침전물이 없다. 크레이터가 커지면(지름이 10km 이상) 보통 중앙 봉우리를 갖게 된다.[13] 그 봉우리는 충돌에 따른 분화구 바닥의 반발에 의해 발생한다.[14] 때때로 분화구는 층을 표시한다. 분화구를 만드는 충돌은 마치 강력한 폭발과 같기 때문에 지하 깊숙한 곳에서 나온 암석들이 수면 위로 던져진다. 그러므로, 크레이터는 우리에게 표면 깊은 곳에 무엇이 있는지 보여줄 수 있다.
받침돌 분화구는 분출구가 주변 지형 위에 놓여져 있어 솟아오른 플랫폼을 형성하는 분화구다. 그것들은 충격 분화구가 침식 저항층을 형성하는 물질을 분출할 때 형성되며, 따라서 즉시 부위가 침식되지 않도록 보호한다. 이 딱딱한 덮개의 결과로, 분화구와 그 이젝타는 상승하게 되는데, 침식이 이젝타 너머의 부드러운 물질을 제거하기 때문이다. 일부 받침대는 주변 수백 미터 상공으로 정확하게 측정되었다. 수백m의 물질이 침식됐다는 뜻이다. 대좌 크레이터는 마리너 임무 중에 처음 관측되었다.[16][17][18]
학술지 이카루스에 게재된 연구는 뜨거운 이젝타가 얼음을 함유한 땅 위에 떨어지면서 발생하는 토토팅 크레이터의 구덩이를 발견했다. 구덩이는 열을 형성하는 증기로 형성되어 구덩이에서 동시에 뿜어져 나온다.[19][20]
아마존의 대좌 분화구(HiRISE)에 어두운 경사 줄무늬가 있는 것으로, Dark Slope Streaks)가 있다.
HiRISE에서 본 토오팅 크레이터의 벽
HiRISE에서 본 페티트 크레이터 림
선형 능선 네트워크
선형 능선 네트워크는 화성의 여러 곳과 분화구 주변에서 발견된다.[21] 능선은 격자처럼 교차하는 대부분 직선 세그먼트로 나타나는 경우가 많다. 그것들은 길이가 수백 미터, 높이가 수십 미터, 폭이 몇 미터나 된다. 충격으로 인해 표면에 골절이 생겼다고 생각되며, 이러한 골절은 나중에 유체의 통로 역할을 했다. 유체가 구조물을 굳혔다. 시간이 흐르면서 주변의 물질들이 침식되어 단단한 굴곡은 남겨졌다. 능선은 점토가 있는 곳에서 발생하기 때문에, 이러한 형성은 점토가 형성되기 위해 물을 필요로 하는 점토의 표식 역할을 할 수 있다.[22][23][24] 이곳의 물은 이 장소들에서 전생을 지탱할 수 있었을 것이다. 점토는 또한 화석이나 전생의 다른 흔적들을 보존할 수도 있다.
어두운 경사 줄무늬
어두운 비탈길 줄무늬는 화성의 적도 지역에서 먼지로 덮인 경사지에서 흔히 볼 수 있는 좁고 눈사태처럼 생긴 특징이다.[25] 그들은 경사지와 분화구 벽을 따라 비교적 가파른 지형에서 형성된다.[26] 1970년대 후반부터 바이킹 오비터 영상에서 처음 인정받았지만 1990년대 후반과 2000년대 후반에 화성 지구 탐사선(MGS)과 화성 정찰 오비터(MRO)의 고해상도 영상이 나올 때까지 어두운 경사 줄무늬는 자세히 연구되지 않았다.[27][28][29][30]
어두운 경사 줄무늬를 만들어내는 물리적 과정은 여전히 불확실하다. 이러한 물질은 과도하게 조여진 경사면(즉, 먼지 눈사태)에서 느슨하고 미세한 결이 있는 물질의 대량 이동으로 인해 발생할 가능성이 크다.[31][32] 눈사태는 밝은 먼지 표면층을 방해하고 제거하여 더 어두운 기질을 노출시킨다.[33]
HiWish 프로그램 하의 HiRISE에서 볼 수 있는 Gordi Dorsum 영역의 레이어. 어두운 선은 어두운 경사 줄무늬다.
2012년 1월 이카루스에서 발표된 연구에서는 어두운 줄무늬가 초음속으로 이동하는 운석의 공중 폭발에 의해 시작되었다는 것을 발견했다. 과학자 팀은 애리조나 대학의 학부생인 케일런 벌리가 이끌었다. 5개의 새로운 분화구의 충격 지점 주변에 약 6만 5천 개의 어두운 줄무늬를 세고 나서, 패턴이 나타났다. 줄무늬의 수는 충격 부위에 가장 가까웠다. 그래서, 그 충격은 아마도 줄무늬를 야기시켰을 겁니다. 또한 줄무늬의 분포는 충격 부위에서 두 개의 날개가 뻗어나가는 패턴을 형성하였다. 굽은 날개는 시미타르, 구부러진 칼과 닮았다. 이 패턴은 운석들의 그룹으로부터 나온 공기블라스트들의 상호작용이 많은 어두운 줄무늬를 형성한 먼지 눈사태를 시작하기에 충분할 정도로 먼지를 흔들었음을 암시한다. 처음에는 충격으로 땅이 흔들리면서 먼지 눈사태가 일어난다고 생각했지만, 만약 그렇다면 어두운 줄무늬가 곡선 형태로 집중되기보다는 충격을 중심으로 대칭적으로 배열되었을 것이다.
분화구 성단은 올림푸스 몬스 남쪽 510마일)의 적도 부근에 위치하며 메두새 포새 형성이라고 불리는 지형이다. 형성은 먼지로 덮여 있으며, 야당이라 불리는 바람으로 운반되는 능선을 포함하고 있다. 이 야당들은 먼지가 두껍게 덮인 가파른 경사면을 가지고 있어서 에어블라스트의 음속 붐이 일어나자 먼지가 비탈길을 내려가기 시작했다. 과학자들은 NASA의 화성 정찰궤도선에 있는 화성 글로벌 조사관과 하이라이즈 카메라의 사진을 사용하여 매년 화성에 약 20개의 새로운 영향을 발견했다. 이 우주선은 화성을 14년 동안 거의 연속적으로 촬영해 왔기 때문에, 최근 분화구가 의심되는 새로운 이미지들을 오래된 이미지와 비교하여 분화구가 언제 형성되었는지 판단할 수 있다. 크레이터는 2006년 2월부터 HiRISE 영상에서 발견되었지만 2004년 5월에 촬영된 Mars Global Survey 영상에 나타나지 않았기 때문에, 그 기간 동안 영향이 발생했다.
성단에서 가장 큰 분화구는 지름 약 22미터(72피트)로 농구장 면적과 가깝다. 운석이 화성 대기권을 여행하면서 그것은 아마도 해체되었을 것이다. 따라서 충돌 크레이터의 촘촘한 그룹이 형성되었다. 어두운 비탈길 줄무늬가 한동안 눈에 띄었고, 이를 설명하기 위해 많은 아이디어들이 진전되었다. 이 연구는 마침내 이 미스터리를 풀었는지도 모른다.[34][35][36]
유선형 도형
마운드 같은 특징으로 유체가 움직이면 유선형이 된다. 종종 흐르는 물은 모양을 만들고 나중에 용암이 그 지역에 퍼진다. 아래 사진에서 이런 일이 발생했다.
HiRISE에서 본 바와 같이 Marte Vallis의 유선형 섬입니다. 어두운 경사 줄무늬를 잘 보려면 이미지를 클릭하십시오. 섬은 페티 크레이터의 서쪽에 있다. 축척봉의 길이는 500m이다.
레이어
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화성의 많은 곳에는 층층이 배열된 바위가 보인다. 암석은 다양한 방법으로 층을 형성할 수 있다. 화산, 바람 또는 물은 층을 생성할 수 있다.[37] 화성의 많은 예들을 가지고 레이어링에 대한 자세한 논의는 화성의 침전물 지질학에서 찾을 수 있다.[38] 때때로 층들은 다른 색깔로 되어 있다. 화성의 가벼운 톤의 암석들은 황산염과 같은 수분이 함유된 미네랄과 연관되어 있다. Mars Rover Opportunity는 여러 기기로 그러한 레이어를 면밀히 검사했다. 어떤 층은 먼지를 발견하기 위해 분해되는 것 같기 때문에 아마도 미세한 입자로 이루어져 있을 것이다. 다른 층들은 큰 바위로 부서지기 때문에 아마 훨씬 더 단단할 것이다. 화산암인 현무암은 바위를 형성하는 층으로 생각된다. 현무암은 화성의 여러 곳에서 확인되었다. 궤도를 선회하는 우주선의 기구들이 일부 층에서 점토(필로실산염이라고도 한다)를 검출했다.
화성의 많은 예들을 가지고 레이어링에 대한 자세한 논의는 화성의 침전물 지질학에서 찾을 수 있다.[39]
지하수의 작용으로 층이 굳어질 수 있다. 화성 지하수는 아마도 수백 킬로미터를 이동했을 것이고, 그 과정에서 많은 광물들을 바위로부터 녹여냈다. 침전물이 함유된 낮은 지역에서 지하수 표면이 형성되면, 물은 얇은 대기에서 증발하고 미네랄을 남겨둔 채 퇴적물 및/또는 시멘트화 물질로 남는다. 결과적으로, 먼지 층은 함께 접합되었기 때문에 나중에 쉽게 침식할 수 없었다.
HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 레이어 및 어두운 경사 줄무늬
더스트 데블
더스트 데블 트랙은 매우 예쁠 수 있다. 그것들은 화성 표면의 밝은 색의 먼지를 제거하여 어두운 층을 노출시킴으로써 거대한 더스트 데블에 의해 발생한다. 화성에 있는 더스트 데블은 지상에서 찍은 사진과 궤도에서 찍은 높은 머리 위 사진이다. 그들은 심지어 화성에 있는 두 개의 로버의 태양 전지판에서 먼지를 날려버려서 그들의 유용한 수명을 크게 연장시켰다.[40] 트랙의 패턴이 몇 달마다 바뀌는 것으로 나타났다.[41] 고해상도 스테레오 카메라(HRSC)와 화성 궤도 카메라(MOC)의 데이터를 종합한 연구 결과 화성의 일부 대형 더스트 데블의 지름이 700m(2300ft)로 최소 26분 이상 지속되는 것으로 나타났다.[42]
화성 더스트 데블 - Amazonis Planitia(2001년 4월 10일) (또한) (비디오(02:19))에서.
Amazonis 쿼드랑글의 추가 이미지
HiWish 프로그램 하의 HiRISE에서 볼 수 있는 Medusae Fossae 편성의 야당.
HiWish 프로그램 하의 HiRISE에서 볼 수 있는 Claacra Dorsa 지역의 가능한 반전 스트림 채널. 그 능선들은 아마도 한때 퇴적물이 가득하고 시멘트로 굳어진 하천 계곡이었을 것이다. 그래서, 그들은 주변의 물질을 제거하는 침식에 대항하여 굳어졌다.
기타 화성 사분면
인터랙티브 마스
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참고 항목
참조
- ^ 데이비스 M.E.; 배트슨, R.M.; 우, S.C. "지오디와 카르토그래피"; Jakosky, B.M.; Snyder, C.W.; Matthews, M.S. Eds. 화성, 애리조나 대학 출판부: 투싼, 1992년.
- ^ 그로칭거, J, R 밀리켄 (eds.) 2012. 화성의 퇴적 지질학. SEPM
- ^ 케버 L, 2012년 등 화성에 있는 고대 폭발 화산에서 나오는 화성의 분산: 부서질 수 있는 층이 있는 퇴적물에 대한 함축성. 이카루스. 219:358-381.
- ^ Barlow, Nadine (10 January 2008). Mars: An Introduction to its Interior, Surface and Atmosphere. ISBN 978-0-521-85226-5.
- ^ "Medusae Fossae Formation Mars Odyssey Mission THEMIS".
- ^ "Medusae Fossae Formation Red Planet Report".
- ^ "Where Martian dust comes from".
- ^ 루젠드라 오자, 케빈 루이스, 수니티 카루나틸레이크, 마리크 슈미트. 화성에서 가장 큰 먼지원으로 메두새 포새 형성이 있다. 네이처 커뮤니케이션즈, 2018; 9 (1) DOI: 10.1038/s41467-018-05291-5
- ^ 다나카, K. L. 더스트와 얼음 퇴적 화성 지질학 기록. 이카루스 144, 254–266(2000).
- ^ 윌슨, J. 외 2018. 화성에서 물의 적도 위치: 화성 Odyssey Neutron Spectrometer 데이터에 기반한 향상된 해상도 지도. 이카루스: 299, 148-160.
- ^ "Lycus Sulci Mars Odyssey Mission THEMIS".
- ^ "Columnar Jointing". 15 April 2010.
- ^ "Stones, Wind, and Ice: A Guide to Martian Impact Craters".
- ^ Hugh H. Kieffer (1992). Mars. University of Arizona Press. ISBN 978-0-8165-1257-7. Retrieved 7 March 2011.
- ^ Webster, Guy; Brown, Dwayne (22 May 2014). "NASA Mars Weathercam Helps Find Big New Crater". NASA. Retrieved 22 May 2014.
- ^ http://hirise.lpl.eduPSP_008508_1870[영구적 데드링크]
- ^ 블리처, J, S. 사키모토죠 Bradle Craters, 지질학적 이력 해석 및 침식율 추정을 위한 도구. LPSC
- ^ "Pedestal Craters in Utopia Mars Odyssey Mission THEMIS".
- ^ 보이스, J. 외 2012. 화성 충돌 분화구의 작은 구덩이 기원. 이카루스. 221: 262-275.
- ^ 토르나베네, L. 외 2012. 화성에 분화구 관련 물질이 널리 퍼졌다. 충격 프로세스 중 대상 볼륨의 역할에 대한 추가 증거. 이카루스. 220: 348-368.
- ^ 헤드, J, 머스터드, 2006년 화성의 충돌 분화구에서 브레치아 제빙기와 분화구 관련 결함: 이분법 경계인 마테리트에서 지름 75km의 분화구 바닥에서의 침식과 노출. 행성 과학: 41, 1675-1690.
- ^ 망골드 외 2007. 오메가/마스 익스프레스 데이터가 있는 닐리 포세 지역의 광물학: 2 지각의 수적 변화. 지오피스 res, 112, doi:10.1029/2006JE002835.
- ^ 겨자 외, 2007. Nili Fossae 지역의 광물학 OMBER/Mars Express 데이터: 고대 충격은 이시디스 분지에서 녹고 노아치안으로부터 헤스페리안, J. 지오피스로의 이행에 대한 함의. 레스, 112.
- ^ 머스타드 외, 2009년. 이시디스 분지 주변의 노아치안 크러스트의 구성, 형태학, 층화학, 그리고 지오피스. Res, 114, doi:10.1029/2009JE003349.
- ^ FC의 츄앙; 비이어; R.A.의 브리지스; N.T. (2010) 어리아 공정에 의한 화성 경사 줄무늬 수정. 이카루스, 205 154–164.
- ^ 노스캐롤라이나의 쇼르고퍼, 오타주 아하론슨, 카티왈라, S. (2002) 화성의 경사 줄무늬: 표면 특성 및 물의 잠재적 역할과의 상관 관계 지오피스. 레트, 29(23), 2126, doi:10.1029/2002GL015889.
- ^ 모리스, EC (1982) 화성 화산 올림푸스 몬스의 아우렐레 퇴적물. 지오피스 87(B2) 1164–1178.
- ^ Ferguson, H.M.; Lucchitta, B.K. (1984) 화성 탈러스 슬로프에 있는 어두운 줄무늬 행성 지질학 프로그램 1983, NASA Tech의 보고. 메모, TM-86246, 페이지 188–190. https://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/19840015363_1984015363.pdf.
- ^ 설리번, R. 외 연구진 (2001). 화성 궤도 카메라로 이미징된 질량 이동 경사. 지오피스 106(E10), 23,607–23,633.
- ^ 츄앙, FC 등 (2007). 화성의 경사 줄무늬에 대한 HIREE 관측. 지오피스. 레트, 34 L20204, doi:10.1029/2007GL031111.
- ^ 설리번, R.; 다우바, I.; 펜턴, L.; 말린, M.; 베버카, J. 화성 궤도 카메라로 이미징된 어두운 비탈면 줄무늬에 대한 대량 이동 고려사항 제30회 달과 행성 과학 회의, 추상 #1809. http://www.lpi.usra.edu/meetings/LPSC99/pdf/1809.pdf.
- ^ 2008년, 141페이지.
- ^ 페리스, J. C.; Dohm, J.M.; 베이커, V.R.; 매독 3세, T. (2002) 화성의 어두운 비탈면 줄무늬: 수성 공정이 관련되었는가? 지오피스. 레트, 29(10), 1490, doi:10.1029/2002GL014936. http://www.agu.org/journals/ABS/2002/2002GL014936.shtml.
- ^ Kaylan J. Burley, Henry J. Melosh, Livio L. 토르나베네, 보리스 이바노프, 알프레드 S. 맥에웬, 잉그리드 J. 다우바르. 충격 공기 폭발로 인해 화성" 이카루스 2012; 217 (1) 194 doi:10.1016/j.icarus.2011.10.026
- ^ http://redplanet.asu.edu/
- ^ "Meteorite shockwaves trigger dust avalanches on Mars".
- ^ "HiRISE High Resolution Imaging Science Experiment". Hirise.lpl.arizona.edu?psp_008437_1750. Retrieved 2012-08-04.
- ^ 그로칭거, J, R 밀리켄(eds. 2012). 화성의 퇴적 지질학. SEPM
- ^ 그로칭거, J, R 밀리켄(eds. 2012). 화성의 퇴적 지질학. SEPM
- ^ 화성 탐사 로봇 미션: 보도 자료 이미지: 스피릿 Marsrovers.jpl.nasa.gov. 2011년 8월 7일 회수
- ^ "HiRISE Dust Devils Dancing on Dunes (PSP_005383_1255)".
- ^ Reiss, D. 외 2011. 고해상도 스테레오 카메라(HRSC)와 화성 궤도 카메라(MOC)로 화성에서 동일한 활성 더스트 데블에 대한 다중 관측. 이카루스. 215:358-369.
- ^ Morton, Oliver (2002). Mapping Mars: Science, Imagination, and the Birth of a World. New York: Picador USA. p. 98. ISBN 0-312-24551-3.
- ^ "Online Atlas of Mars". Ralphaeschliman.com. Retrieved December 16, 2012.
- ^ "PIA03467: The MGS MOC Wide Angle Map of Mars". Photojournal. NASA / Jet Propulsion Laboratory. February 16, 2002. Retrieved December 16, 2012.
외부 링크
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