화성 극지방 만년설

Martian polar ice caps
1999년 북극 만년설
2000년 남극점

화성에는 두 개의 영구 극지방 만년설이 있다.극지방의 겨울 동안, 그것은 지속적인 어둠 속에 놓여져 표면을 차갑게 하고 대기의 25-30%가 CO 얼음2(드라이 아이스) 슬래브에 쌓이게 한다.극지방이 다시 햇빛에 노출되면, 얼어붙은2 이산화탄소는 가라앉는다.[1]이러한 계절적 작용은 많은 양의 먼지와 수증기를 운반하여 지구와 같은 서리와 큰 권운을 일으킨다.

양쪽 극의 캡은 주로 물 얼음으로 구성됩니다.냉동 이산화탄소는 북부 겨울에 북쪽 뚜껑에 약 1미터 두께의 비교적 얇은 층으로 축적되는 반면, 남쪽 뚜껑에는 약 8미터 [2]두께의 영구 드라이아이스가 덮여 있다.북극의 만년설은 화성의 [3]여름 동안 지름이 약 1000km이고, 160만 입방km의 얼음이 포함되어 있는데, 만약 만년설 위에 고르게 펼쳐지면 두께가 [4]2km가 된다(그린란드 빙상의 285만 입방km와3 비교된다).남극의 모자는 지름이 350km, 두께가 [5]3km이다.남극에 있는 얼음의 총 부피와 인접한 층상 퇴적물 또한 160만 입방 [6]킬로미터로 추정되었다.두 극관 모두 나선형 기압골이 나타나는데, 최근 SHARAD 얼음 투과 레이더의 분석 결과 코리올리 [7][8]효과로 인해 나선형인 약 수직 카타바틱 바람이 발생한 것으로 나타났다.

남부 만년설 근처의 일부 지역에 계절적으로 성에가 끼면 지면 위에 1m 두께의 투명한 드라이아이스 판이 형성된다.봄의 도래와 함께 햇빛이 지표면을 따뜻하게 하고 이산화탄소를2 승화시키는 압력이 슬래브 아래에 쌓여 상승하고 궁극적으로 파열시킨다.이것은 간헐천과 같은 CO가스의 분출과2 어두운 현무암 모래나 먼지를 섞는다.이 과정은 며칠, 몇 주 또는 몇 달 사이에 일어나는 것으로 관측되며 지질학, 특히 화성의 경우 상당히 이례적인 변화율입니다.슬라브 아래로 간헐천 장소로 돌진하는 가스는 얼음 [9][10][11][12]아래에 거미 모양의 방사형 수로를 조각합니다.

2018년 이탈리아 과학자들은 화성에서 남극층 퇴적물 표면에서 1.5km(0.93mi) 아래,[13][14] 그리고 화성에서 최초로 안정된 수역인 약 20km(12mi)의 지름이 발견되었다고 보고했다.

대기의 동결

16년 동안 화성 주변의 우주선의 궤도에 약간의 변화가 있는 것을 근거로 한 연구는 매년 겨울 약 3조에서 4조 톤의 이산화탄소가 대기로부터 겨울 반구 극지방으로 얼어버린다는 것을 발견했다.이것은 화성 전체 대기 질량의 12~16%에 해당한다.이러한 관측은 화성 지구 기준 대기 모델(2010년)[15][16]의 예측을 뒷받침한다.

레이어

두 극지방의 모자는 화성 먼지 폭풍으로 인한 먼지와 함께 계절적 절제 및 얼음의 축적으로 인해 생기는 극층 퇴적물이라고 불리는 층상 특징을 보여줍니다.과거의 화성 기후에 대한 정보는 지구의 나무 고리 패턴과 얼음 핵 데이터가 그러하듯이 결국 이 층에서 드러날지도 모른다.두 극 캡 모두 풍류 패턴에 의해 발생할 수 있는 홈이 있는 특징을 나타냅니다.또한 홈은 [17]먼지의 양에 영향을 받습니다.먼지가 많을수록 표면은 어두워진다.표면이 어두울수록 더 많이 녹는다.어두운 표면은 더 많은 빛 에너지를 흡수합니다.큰 [18]: 155 홈을 설명하는 다른 이론들이 있다.

HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 북쪽 만년설 층
  • Layers exposed.

    레이어 노출

  • Close view of layers exposed.

    노출된 레이어의 근접 뷰.

  • Layers visible along edge of northern ice cap.

    북쪽 만년설의 가장자리를 따라 층이 보입니다.

  • Layers exposed in northern ice cap, as seen by HiRISE under HiWish program

    HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있듯이 북쪽 만년설의 층이 노출

  • Close view of layers exposed in northern ice cap, as seen by HiRISE under HiWish program

    HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 북부 만년설의 층을 자세히 볼 수 있습니다.

북극모

2015년 12월 16일부터 2016년 1월 26일까지 Mars Orbiter Mission에 의해 촬영된 이미지 모자이크

북부 만년설의 대부분은 물 얼음으로 이루어져 있다; 또한 드라이아이스와 고체 이산화탄소로 이루어진 얇은 계절 단층을 가지고 있다.매년 겨울 만년설은 1.5미터에서 2미터의 드라이아이스를 추가함으로써 자란다.여름에 드라이아이스는 대기 중으로 승화한다.화성은 자전축이 지구와 거의 비슷하기 때문에 지구와 비슷한 계절을 가지고 있다.

화성에서는 매년 북반구와 남반구에서 겨울 동안 화성의 얇은 이산화탄소 대기의2 3분의 1이 "냉동"된다.과학자들은 [19]심지어 이산화탄소의 이동으로 인한 화성의 중력장의 작은 변화도 측정했다.

북쪽의 만년설은 남쪽의 만년설보다 낮은 고도(기점 -5000m, 상단 -2000m)[20][21]이다.또한 날씨가 더 따뜻해서 매년 [22]여름이면 모든 냉동 이산화탄소가 사라진다.여름에 살아남는 모자의 부분은 북쪽 잔존모라고 불리며 물 얼음으로 이루어져 있다.이 얼음은 두께가 3킬로미터나 되는 것으로 알려져 있다.계절의 상한선이 훨씬 얇아진 것은 다양한 구름이 형성되는 늦여름에서 초가을에 형성되기 시작합니다.폴라 후드라고 불리는 구름은 빗물을 떨어뜨려 뚜껑을 두껍게 만든다.북극의 모자는 극을 중심으로 대칭이며 위도 약 60도까지 표면을 덮고 있다.NASA의 Mars Global Surveyor로 찍은 고해상도 사진은 북극의 모자가 주로 구멍, 균열, 작은 돌기, 그리고 코티지 치즈처럼 보이는 손잡이로 덮여 있다는 것을 보여준다.구덩이는 남극의 매우 다른 움푹 패인 곳에 비해 서로 가까이 떨어져 있다.

두 극지방의 모자는 화성 먼지 폭풍에서 발생한 먼지와 함께 계절에 따라 녹고 얼음이 퇴적되면서 층층이 형성되는 특징을 보여줍니다.이 극층 퇴적물은 영구 극층 뚜껑 아래에 있습니다.과거의 화성 기후에 대한 정보는 지구의 나무 고리 패턴과 얼음 핵 데이터가 그러하듯이 결국 이 층에서 드러날지도 모른다.두 극관 모두 바람의 흐름 패턴과 태양 각도에 의해 유발되는 홈이 있는 특징을 나타내지만, 발전된 몇 가지 이론이 있다.또한 홈은 [17]먼지의 양에 영향을 받습니다.먼지가 많을수록 표면은 어두워진다.표면이 어두울수록 더 많이 녹는다.어두운 표면은 더 많은 빛 에너지를 흡수합니다.한 큰 계곡, Chasma Boreale은 산꼭대기를 반쯤 가로지른다.폭은 약 100km, 깊이는 최대 2km로 지구의 그랜드 [23]캐니언보다 깊습니다.

틸트 또는 경사도가 변경되면 극성 캡의 크기가 변경됩니다.기울기가 가장 높을 때, 극지방은 훨씬 더 많은 햇빛을 받고 매일 더 많은 시간을 보낸다.여분의 햇빛은 얼음을 녹여서 표면의 일부를 10미터의 얼음으로 덮을 수 있게 한다.이러한 기울기로 인한 기후 변화가 [24]일어났을 때 형성되었을 가능성이 있는 빙하에 대한 많은 증거가 발견되었다.

2009년에 보고된 연구는 만년설의 풍부한 층이 화성의 기후 변화에 대한 모델과 일치한다는 것을 보여준다.NASA의 화성 정찰 궤도선의 레이더 장치는 층간 전기적 성질의 대비를 측정할 수 있다.반사율 패턴은 레이어 내의 재료 변동 패턴을 나타냅니다.레이더는 화성의 북극층 퇴적물의 단면도를 만들어냈다.여러 개의 대비 레이어가 있는 고반사율 구역은 낮은 반사율 구역과 번갈아 나타납니다.이 두 종류의 구역이 어떻게 번갈아 가는지에 대한 패턴은 화성 기울기의 변화 모델과 관련이 있을 수 있다.가장 최근에 퇴적된 부분인 북극층 퇴적물의 꼭대기 구역은 레이더 반사성이 강하기 때문에, 연구진은 화성 축이 최근에 크게 변화하지 않았기 때문에 이러한 고대비 층의 구간은 행성의 기울기에서 상대적으로 작은 변동 기간에 해당한다고 제안한다.먼지가 많은 층은 대기가 먼지가 [25][26][27]많은 기간 동안 퇴적되는 것으로 보입니다.

HiRISE 이미지를 사용하여 2010년 1월에 발표된 연구에 따르면 레이어를 이해하는 것은 이전에 생각했던 것보다 더 복잡하다고 합니다.층의 밝기는 먼지의 양에만 의존하지 않습니다.태양의 각도와 우주선의 각도는 카메라에 보이는 밝기에 큰 영향을 미칩니다.이 각도는 트로프 벽의 모양 및 방향과 같은 요인에 따라 달라집니다.또한 표면의 거칠기는 알베도(반사광량)를 크게 변화시킬 수 있다.게다가, 많은 경우 사람들이 보고 있는 것은 실제 층이 아니라 서리로 덮인 새로운 층이다.이 모든 요인들은 표면을 잠식할 수 있는 바람의 영향을 받는다.HiRISE 카메라는 Mars Global Surveyer가 본 것보다 얇은 층을 보여주지 않았다.그러나 레이어 [28]내에서는 보다 상세하게 볼 수 있었습니다.

북극 만년설의 레이더 측정 결과, 만년설의 층층 퇴적물에 있는 물의 얼음의 부피는 82만1천 입방 킬로미터(197,000 입방 마일)로 밝혀졌다.이는 지구 그린란드 빙상의 30%에 해당한다. (층상 퇴적물은 추가적인 기초 얼음 퇴적물 위에 있다.)레이더는 화성 정찰 궤도선에 [25]탑재되어 있다.

SHARAD 레이더 데이터를 결합하여 3D 모델을 형성하면 매립된 크레이터가 나타납니다.이것들은 특정 [27]레이어의 날짜를 지정하는 데 사용할 수 있습니다.

2017년 2월, ESA는 화성의 북극에 대한 새로운 전망을 발표했습니다.그것은 마스 [29][30]익스프레스의 32개의 개별 궤도로 만들어진 모자이크였다.

남극 모자

남극 영구 모자는 북쪽보다 훨씬 작습니다.북쪽 모자의 [18]: 154 직경이 1100km인 것에 비해 지름은 400km이다.매년 남쪽 겨울, 만년설은 표면을 위도 50°[31]까지 덮는다.만년설의 일부는 드라이아이스와 고체 이산화탄소로 구성되어 있다.매년 겨울, 만년설은 극지 구름의 강수량으로부터 1.5미터에서 2미터의 드라이아이스를 더함으로써 성장합니다.여름에 드라이아이스는 대기 중으로 승화한다.화성에서는 매년 북반구와 남반구에서 겨울 동안 화성의 얇은 이산화탄소 대기의2 3분의 1이 "냉동"된다.과학자들은 심지어 이산화탄소의 이동으로 인한 화성의 중력장의 작은 변화도 측정했다.즉, 겨울 얼음의 축적은 행성의 [19]중력을 변화시킨다.화성은 자전축이 지구와 거의 비슷하기 때문에 지구와 비슷한 계절을 가지고 있다.남극의 만년설은 [22]북쪽의 만년설보다 고도가 높고 춥다.

남아 있는 만년설은 남극을 중심으로 이동하지 않습니다.그러나 남쪽 계절의 상한은 지리적 [18]: 154 극점 근처에 있습니다.연구에 따르면 중앙에서 벗어난 뚜껑은 한쪽이 다른 쪽보다 훨씬 더 많은 눈으로 인해 발생한다고 합니다.남극의 서반구 쪽에서는 헬라스 분지에 의해 바람이 바뀌기 때문에 저기압이 형성된다.이 시스템은 눈을 더 많이 발생시킨다.반대편에는 눈이 적게 내리고 서리가 더 많이 내립니다.눈은 여름에 더 많은 햇빛을 반사하는 경향이 있기 때문에 많이 녹거나 승화하지 않습니다(화성 기후는 눈이 고체에서 가스로 직접 이동하게 합니다).반면 서리는 표면이 거칠고 햇빛을 더 많이 가리는 경향이 있어 승화가 더 많이 일어난다.다시 말해, 서리가 더 거친 지역이 더 [32]따뜻하다.

2011년 4월에 발표된 연구에 따르면 남극 부근에 많은 양의 냉동 이산화탄소가 매장되어 있다고 한다.이 퇴적물의 대부분은 행성의 기울기가 증가할 때 아마도 화성의 대기로 들어갈 것이다.이런 일이 일어나면 대기가 두꺼워지고 바람이 강해지며 지표면의 넓은 면적이 액체 상태의 물을 지탱할 수 있다.[33] 데이터 분석에 따르면 이 모든 퇴적물이 가스로 바뀌면 화성의 대기압은 [34]두 배로 증가할 것이다.이러한 퇴적물에는 세 가지 층이 있습니다. 각 층에는 CO가 대기2 중으로 승화하는 것을 방지하는 30미터의 물 얼음 층이 덮여 있습니다.승화 시 고체 물질은 기체상에 직접 들어갑니다.이 세 층은 기후가 [35]변하면서 대기가 붕괴된 시기와 연결되어 있다.

주요 기사:도르사아르젠테아층

도르사 아르젠테아 층이라고 불리는 남극 주변에는 거대한 빙상의 [36]잔해로 추정되는 거대한 들판이 존재한다.이 큰 극지방의 빙상은 약 150만 평방 킬로미터에 걸쳐 있었다고 여겨진다.그 지역은 텍사스 [37][circular reference][38]주의 두 배입니다.

주요 기사:화성의 물 sub 빙하 밑 액체 물

ESA는 2018년 7월 [14]화성익스프레스에 의해 발생하는 레이더 펄스의 반사를 분석하여 얼음과 먼지 층 아래에 액체 염수가 묻혀 있는 징후를 발견했다.

스위스 치즈 외관

주요 기사:스위스 치즈 특징

화성의 북극 모자는 코티지 치즈와 비슷한 평평하고 움푹 패인 표면을 가지고 있는 반면, 남극 모자는 스위스 치즈처럼 [39][40][41][42]보이는 더 큰 구덩이, 홈 그리고 평평한 메사를 가지고 있습니다.화성 남극의 잔존 모자의 상층은 둥근 [43]함몰이 있는 평평한 꼭대기의 메사로 침식되었다.2001년 Mars Orbiter Camera가 관찰한 결과, 1999년 이후 남극 모자의 스카프와 피트 벽이 평균 약 3미터(10피트)의 속도로 후퇴한 것으로 나타났다.즉, 그들은 화성 1년에 3미터씩 후퇴하고 있었다.캡의 어떤 곳에서는, 스카프는 화성에 1년에 3미터 이하로 후퇴하고, 다른 곳에서는 화성에 1년에 8미터(26피트)만큼 후퇴합니다.시간이 흐르면서, 남극의 구덩이가 합쳐져 평원이 되고, 메사가 부뚜막으로 변하고, 부뚜막은 영원히.둥근 모양은 아마도 태양의 각도에 의해 형성되는 데 도움을 받았을 것이다.여름에는 태양이 지평선 바로 위에서, 때로는 매일 24시간 동안 하늘 주위를 움직인다.그 결과, 둥근 움푹 패인 곳의 벽은 바닥보다 더 강한 햇빛을 받게 될 것이고, 벽은 바닥보다 훨씬 더 많이 녹을 것이다.벽은 [44][45]녹고 물러나는 반면 바닥은 그대로입니다.

나중에 강력한 HiRISE를 사용한 연구는 이 구덩이가 훨씬 더 큰 얼음 뚜껑 위에 놓여 있는 1미터에서 10미터 두께의 드라이아이스 층에 있다는 것을 보여주었다.구덩이는 희미한 골절의 작은 부분부터 시작되는 것으로 관찰되었다.원형 구덩이에는 가파른 벽이 있어 햇빛을 집중시켜 침식을 증가시킨다.구덩이가 약 10cm, 길이 5m 이상의 가파른 벽을 형성하기 위해서는 필요하다.[46]

아래의 사진들은 왜 표면이 스위스 치즈와 닮았다고 말하는지를 보여준다; 사람들은 또한 2년 동안의 차이를 관찰할 수 있다.

  • Changes in south polar surface from 1999 to 2001, as seen by Mars Global Surveyor.

    Mars Global Surveyer가 본 1999년부터 2001년까지의 남극 표면 변화.

  • 'Swiss cheese' ice formations as seen by MGS.

    MGS에서 본 '스위스 치즈' 얼음 형성.

  • Swiss cheese-like ice formations as seen by MGS, showing layers.

    MGS에서 볼 수 있는 스위스 치즈 같은 얼음 형성물, 층을 보여줍니다.

  • Close-up of Swiss cheese terrain, as seen by MGS.

    MGS에서 본 스위스 치즈 지형 클로즈업.

  • HiRISE view of south polar terrain.

    남극 지형의 HiRISE 뷰.

Starburst 채널 또는 스파이더

주요 기사:간헐천(화성)

Starburst 채널은 깃털 같은 확장으로 방사되는 채널의 패턴입니다.그것들은 먼지와 함께 빠져나가는 가스에 의해 발생한다.봄철 [47]온도가 따뜻해지면서 가스는 반투명 얼음 밑에 쌓인다.일반적으로 폭 500미터, 깊이 1미터의 거미들은 [48]며칠 안에 눈에 띄는 변화를 겪을 수 있다.거미들의 형성을 이해하기 위한 한 모델은 햇빛이 얼음 속의 먼지 알갱이를 가열한다고 말한다.따뜻한 먼지 알갱이는 그 뒤에 있는 구멍들이 풀리는 동안 얼음을 통해 녹으면서 가라앉는다.그 결과, 얼음은 꽤 맑아진다.그러면 햇빛은 얼음판의 어두운 바닥에 도달하여 고체 이산화탄소 얼음을 기체로 변화시키고, 기체는 표면으로 열리는 더 높은 지역을 향해 흐릅니다.가스는 검은 먼지와 함께 돌진합니다.지표면의 바람은 탈출하는 가스와 먼지를 우리가 궤도를 도는 [24][49]우주선으로 관찰하는 어두운 부채로 날려 보낼 것이다.이 모델의 물리학은 트리톤의 [50]표면에서 분출하는 어두운 깃털을 설명하기 위해 제시된 아이디어와 유사하다.

2010년 1월에 HiRISE 이미지를 사용하여 발표된 연구는 거미의 일부 수로가 가스가 침식을 하기 때문에 오르막길을 올라갈 때 더 크게 자란다는 것을 발견했다.연구원들은 또한 가스가 얼음의 약한 지점에서 발생한 균열로 흐른다는 것을 발견했다.해가 지평선 위로 뜨자마자 거미에서 나오는 가스가 바람에 날리는 먼지를 날려 어두운 부채꼴을 만든다.먼지 중 일부는 채널에 갇힙니다.결국 서리는 사이클이 [31][51]반복되는 다음 봄까지 모든 팬과 채널을 덮습니다.

  • Star burst channels caused by escaping CO2 gas, as seen by HiRISE. Such channels, also called spiders, may be about 500 m in diameter and 1 m deep.

    HiRISE에서 볼 수 있듯이 CO 가스 누출로2 인한 스타 버스트채널거미라고도 불리는 이러한 수로는 지름이 약 500m이고 깊이가 1m이다.

  • Spider on the second Martian day of spring, as seen by HiRISE.

    HiRISE가 본 것처럼 봄의 두 번째 화성 날 거미.

  • Same spider 14 Martian days later, as seen by HiRISE. Notice increased dark fans caused by outgassing of carbon dioxide carrying dark material.

    HiRISE가 본 것과 같은 거미가 화성에서 14일 후에 발견되었습니다.어두운 물질을 운반하는 이산화탄소의 배출로 인한 어두운 팬의 증가에 주목하십시오.

  • Wide view of plumes, as seen by HiRISE under HiWish program Many of the plumes show spiders when enlarged.

    HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 플룸의 넓은 시야 많은 플룸이 확대되면 거미가 나타납니다.

  • Spiders, as seen by HiRISE under HiWish program

    HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 거미

  • Plumes and spiders, as seen by HiRISE under HiWish program

    HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 깃털과 거미

레이어

주요 계곡인 Chasma Australe는 남극 모자의 층을 가로지릅니다.90E쪽의 퇴적물은 프로메테우스라고 [52]불리는 주요 분지에 놓여있다.

남극의 일부 층은 직사각형 형태의 다각형 균열도 보여줍니다.이 균열은 지표면 [53]아래에 있는 얼음의 팽창과 수축에 의해 발생한 것으로 생각된다.

극지방 만년설 중수소 농축

화성에 적어도 137m 깊이의 지구 대양을2 만들 수 있는 충분한 물이 있었다는 증거는 북극 모자에 대한 HDO 대 HO 비율을 측정함으로써 얻어졌습니다.2015년 3월, 한 과학자 팀은 극지방의 얼음은 지구의 바다에 있는 물의 약 8배인 중수소, 중수소로 풍부하다는 결과를 발표했다.이것은 화성이 오늘날 극지방의 뚜껑에 저장되어 있는 물의 6.5배의 부피를 잃었다는 것을 의미한다.물은 한때 저지대인 바스티타스 보렐리스와 인접한 저지대(아시달리아, 아르카디아, 유토피아 평원)에서 바다를 형성했을 수 있다.물이 모두 액체이고 지표면이었다면 행성의 20%를 덮었을 것이고, 어떤 곳에서는 거의 1마일 깊이가 되었을 것이다.

이 국제팀은 ESO의 초대형 망원경과 W. M. Keck 천문대 및 NASA 적외선 망원경 시설을 이용하여 6년 [54][55]동안 화성 대기에서 다양한 동위원소 형태의 물을 만들어냈다.

갤러리

화성 연도의 북쪽(왼쪽)과 남쪽(오른쪽) 극지방2 CO 얼음 범위
만년설 이미지
  • This HiRISE image shows layers running roughly up and down, with faint polygonal fracturing (mostly rectangular).

    이 HiRISE 이미지는 약하게 위아래로 실행되고 있는 레이어를 나타냅니다.다각형(대부분 직사각형)이 희미하게 분할되어 있습니다.

  • South polar layers, as seen by THEMIS.

    TEMIS에서 볼 수 있는 남극층.

  • Close-up of layers in wall of McMurdo crater, as seen by HiRISE.

    HiRISE에서 본 McMurdo 분화구 벽의 레이어 클로즈업.

  • Layers exposed in a valley on the north polar ice cap as observed by Mars Odyssey. Click on image to enlarge to see clouds of dust caused by winds coming off the cap.

    화성 오디세이호가 관측한 북극 만년설의 계곡에 드러난 층.이미지를 클릭하면 캡에서 바람이 불어 먼지 구름을 볼 수 있습니다.

  • Chasma Boreale streamlined feature, as seen by HiRISE.

    Chasma Boreale은 HiRISE에서 볼 수 있듯이 기능을 합리화했습니다.

  • Chasma Boreale, as seen by HiRISE.

    Chasma Boreale, HiRISE가 본 것처럼.

  • Steep scarp, as seen by HiRISE.

    HiRISE에서 볼 수 있는 가파른 스카프.

  • North polar layers on the side of a valley, as seen by HiRISE. Layers erode differently, depending on what direction they face. On one side they are straight, as if cut by a knife.

    HiRISE에서 볼 수 있듯이 계곡 측면에 있는 북극층.레이어는 어느 방향으로 향하느냐에 따라 다르게 부식됩니다.한쪽은 칼에 베인 것처럼 곧다.

  • Chasma Boreale channels, as seen by HiRISE.

    Chasma Boreale 채널(HiRISE에서 확인).

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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외부 링크

  • http://seg.org/podcast/Post/4604/Episode-10-Remote-sensing-on-Mars 만년설 탐사에 SHARAD 레이더 데이터를 사용하는 방법을 설명하는 팟캐스트
  • https://sharad.psi.edu/3D/movies/SHARAD_PB3D_depth_20161223.mp4 SHARAD 레이더 데이터로 측정한 북극 만년설의 내부를 3D로 보여주는 고해상도 동영상
  • https://sharad.psi.edu/3D/movies/SHARAD_PA3D_depth_20170105.mp4 SHARAD 레이더 데이터로 측정한 남극 만년설의 내부를 3D로 보여주는 고해상도 동영상