Mare Acidalium négyszög
| Mare Acidalium négyszög | |
 | |
 Mare Acidalium négyszög
Pozíció a Mars térképén
| |
 é. sz. 47° 30′, k. h. 330° 00′47.500000°N 330.000000°EKoordináták: é. sz. 47° 30′, k. h. 330° 00′47.500000°N 330.000000°E | |
 A Wikimédia Commons tartalmaz Mare Acidalium négyszög témájú médiaállományokat. |
A Mare Acidalium négyszög egyike a Mars területeinek. A United States Geological Survey (USGS) által összeállított Mars térképen a Mars felszíne 30 fokos területekre van felosztva, ezek egyike a Mare Acidalium négyszög. A Mare Acidalium négyszög a Mars nyugati térfelének északkeleti részén helyezkedik el 300° és 360° keleti hosszúság, valamint 30° és 65° északi szélesség között. A négyszög térképe a Lambert-féle konform kúpos vetületet használja 1:5 000 000 méretarány mellett. A Mare Acidalium négyszögre a neve alapján rövidítve MC-4 (Mars Chart-4) néven is hivatkoznak.[1]
A déli és az északi határa 3065 km, illetve 1500 km hosszú. Észak-déli kiterjedése 2050 km.[2] A négyszög mintegy 4,9 millió négyzetkilométer területet fed le. Ez a Mars felszínének mintegy 3%-a.[3] A terület nagy részét az Acidalia Planitia foglalja el. A Tempe Terra, az Arabia Terra és a Chryse Planitia egy része is ezen a területen található.
A területen sok fényes folt látható, amik iszapvulkánok maradványai lehetnek. Megtalálhatók itt vízmosások nyomai is, amiket geológiai értelemben nemrég még aktív vízmosások alakítottak ki.[4]
Nevének eredete
[szerkesztés]A Mare Acidalium név (latin jelentése: Acidalium-tenger) eredete egy kút vagy forrás neve Boiótiában (ókori Görögország). A klasszikus hagyomány szerint ez az a hely, ahol Vénusz istennő és a gráciák fürödtek. A nevet a Nemzetközi Csillagászati Unió (IAU) 1958-ban hagyta jóvá.[5]
Geológiája
[szerkesztés]A Mare Acidalium négyszög sok érdekes képződményt tartalmaz, köztük vízmosásokat és egy valamikori északi óceán partjait. Sok terület erősen rétegzett. A híres "marsi arc" a 40,8 északi szélesség és 9,6 nyugati hosszúság közelében található, ennek a terület neve Cydonia. A Mars Global Surveyor nagy felbontású felvételei után úgy tűnik, hogy ez csupán egy természetes, lekopott képződmény.[6] A Mare Acidalium tartalmazza a Kasei Valles kanyonrendszert is. Ez a kanyonrendszer egyes helyeken mintegy 450 km széles — összehasonlításként a Földön a Grand Canyon helyenként 30 km széles.[7]
Vízmosások
[szerkesztés]A HiRISE felvételei vízmosásokat mutatnak az északi féltekén. A vízmosások többnyire meredek oldalakon, kráterek emelkedőin láthatók. A vízmosások viszonylag fiatalok, mert rajtuk kevés becsapódási kráter látható, és sokuk homokdűnék oldalain van, amik szintén fiatal képződmények. Elképzelhető, hogy a vízmosások egy részét nem folyóvíz, hanem gleccser alakította ki.[4]
-
Acidalia Colles vízmosások a HiRISE felvételén. A skála 1000 méter -
Vízmosások a HiRISE felvételén (HiWish program) -
Vízmosások egy kráterben - HiRISE felvétel (HiWish program)
Az egyik elmélet szerint[8] a mélyből felemelkedő forró magma felolvaszthatta a felszínen lévő vízjeget, ami vízfolyásokat okozott. „Víztározó”-nak nevezik azokat a területeket, ahol a víz nagy mennyiségben összegyűlhetett. Ez vízzáró réteg fölött alakulhatott ki, ami nem engedte a vizet elszivárogni. A víz egyetlen lehetséges útja a vízszintes folyás volt. Hasonló „víztározók” a Földön elég gyakoriak. Ennek egyik példája a „Weeping Rock” a Zion Nemzeti Park-ban (Utah állam, USA).[9]
Egy másik elmélet szerint a Mars felszínének nagy részén vízjég és por keveréke volt található. Ez a néhány méter vastag keverék bizonyos körülmények között megindulhatott a lejtőkön és vízfolyáshoz hasonlóan mozgott (a földi gleccserekhez hasonlóan). Mivel ezen a területen kevés kráter található, a terület viszonylag fiatalnak számít. Egyik jellemző példája a Ptolemaeus-kráter a HiRISE felvételén.
A Mars keringési pályájának és tengely körüli forgása dőlésszögének változása jelentős változásokat okozott a vízjég eloszlásában a sarki területektől kezdve. Bizonyos klimatikus időszakokban a vízjég szublimált és bekerült a légkörbe. Az atmoszférába került víz alacsonyabb szélességi fokoknál hullott vissza a felszínre, ahol hó vagy jég formájában rakódott le (porral keverve). A Mars légköre ugyanis nagy mennyiségben tartalmaz finom port. A vízpára ezeken a porrészecskéken kicsapódik, majd a nehezebb részecskék a felszínre hullanak.[10]
Kráterek
[szerkesztés]A becsapódási kráterek peremét rendszerint a kilökődött anyag alkotja, ellentétben a vulkanikus kráterekkel, ahol nincs ilyen perem.[11] A kráterek időnként rétegződést mutatnak. Mivel a becsapódás gyakorlatilag egy robbanásnak felel meg, a becsapódási kráter körül a felszín mélyebb rétegei a felszínre kerülnek. Így egy kráter megmutathatja, hogy mi van a felszín alatt.
-
Bonestell-kráter - HiRISE felvétel, a skála 1000 méter -
Arandas-kráter - HiRISE felvétel, a skála 1000 méter -
Kráterek csoportja, amik valószínűleg aszteroida becsapódása után, egy időben keletkeztek. Ha eltérő időszakban keletkeztek volna, egyik befolyásolta volna a másik kinézetét. HiRISE felvétel (HiWish program). Hely: Terra Cimmeria -
Kráter kilökődéssel. HiRISE felvétel (HiWish program)
Iszapvulkánok
[szerkesztés]A Mare Acidalium nagy területein láthatók világosabb pontok sötét környezetben, amik iszapvulkánok nyomai lehetnek.[12][13][14] Legalább 18 000 ilyen található ezen a területen, átlagos átmérőjük 800 méter.[15] A Mare Acidalium területén nagy számban folyhatott iszap, illetve víz. A világosabb foltok kristályos vasoxidokat tartalmaznak. Az iszapos vulkanizmus jelentős szerepet játszhatott a táj alakításában. Egyes mikroorganizmusok is megélhettek ezeken a helyeken.[16] Az iszapvulkánok a mélyből szállítanak anyagot a felszínre, amit a földi robotok megvizsgálhatnak.[17][18]
-
Kráterek világos középponttal. Homokdűnék láthatók az alacsonyabb helyeken. Egyes kiemelkedések iszapvulkánok lehetnek. Mars Global Surveyor felvétel -
Közelkép valószínű iszapvulkánokról - HiRISE felvétel (HiWish program)
Galéria
[szerkesztés]-
Hegygerinc a Kasei Valles rendszerben (HiRISE felvétel) -
Hegygerinc nagyított képe a Kasei Valles rendszerben (HiRISE felvétel) -
Törésvonal (CTX felvétel)
Kapcsolódó szócikkek
[szerkesztés]Jegyzetek
[szerkesztés]- ↑ Davies, M.E.; Batson, R.M.; Wu, S.S.C. “Geodesy and Cartography” in Kieffer, H.H.; Jakosky, B.M.; Snyder, C.W.; Matthews, M.S., Eds.
- ↑ Distances calculated using NASA World Wind measuring tool. http://worldwind.arc.nasa.gov/ Archiválva 2018. január 6-i dátummal a Wayback Machine-ben.
- ↑ Approximated by integrating latitudinal strips with area of R^2 (L1-L2)(cos(A)dA) from 30° to 65° latitude; where R = 3889 km, A is latitude, and angles expressed in radians.
- ↑ a b Heldmann, J. and M. Mellon.
- ↑ USGS Gazetteer of Planetary Nomenclature.
- ↑ http://mars.jpl.nasa.gov/mgs/msss/camera/images/moc_5_24_01/face/index.html
- ↑ http://hiroc.lpl.arizona.edu/images/PSP/diafotizo.php?. [2016. október 1-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2016. február 28.)
- ↑ Heldmann, J. and M. Mellon. 2004.
- ↑ Harris, A and E. Tuttle. 1990.
- ↑ MLA NASA/Jet Propulsion Laboratory (2003, December 18).
- ↑ Hugh H. Kieffer. Mars. University of Arizona Press (1992). ISBN 978-0-8165-1257-7. Hozzáférés ideje: 2011. március 7.
- ↑ Farrand, W. et al. 2005.
- ↑ Tanaka, K. et al. 2003 Resurfacing history of the northern plains of Mars based on geologic mapping of Mars Global Surveyor data.
- ↑ Grotzinger, J. and R. Milliken (eds.) 2012.
- ↑ Oehler, D. and C. Allen. 2010.
- ↑ Komatsu, G., et al. 2014.
- ↑ Oehler, D, and C. Allen. 2011.
- ↑ Komatsu, G., et al. 2016.