Valles Marineris
| Valles Marineris | |
|---|---|
 | |
| Valles Marineris sträcker sig över 4 000 km över Mars, mestadels öst-väst strax under ekvatorn, sett i denna Viking 1-mosaik i omloppsbild. De tre Tharsis Montes finns till vänster och mot toppen sträcker sig en gammal utflödeskanal norrut från Echus Chasma till Kasei Valles. Liknande utflödeskanaler sträcker sig från den östra änden av Valles Marineris mot Mars norra lågland. | |
| Plats | Mars |
| Område | Tharsisregionen |
| Djup | upp till 6 km km |
| Längd | över 4 000 km km |
| Bredd | 100 km km |
| Upptäckare | Mariner 9 (1971) |
Valles Marineris, (latin för Marinerdalar, namngiven efter Mariner 9 som upptäckte den), är en gigantisk dalgång på planeten Mars som sträcker sig över 4 000 kilometer längs dess yta. Klyftan är i genomsnitt 100 kilometer bred och upp till sex kilometer djup.[1]. Detta gör att den täcker över en femtedel av omkretsen på Mars. Som jämförelse är Grand Canyon 446 km lång, 30 km bred och 1,6 km djup.[2]
Bildande
Det finns många teorier om hur Valles Marineris har uppstått. En av dessa föreslår att det är på grund av Mars förkastningar, samt erosion från vatten som runnit tidigt i planetens historia.[1]
Kanjonsystemet startar i väster med Noctis Labyrinthus och fortsätter österut med Tithonium och Ius Chasmata, sedan Melas, Candor och Ophir Chasmata, sedan Coprates Chasma, sedan Ganges, Capri och Eos Chasmata för att slutligen utmynna i en utflödeskanalregion som består av kaotisk terräng som slutar i bassängen i Chryse Planitia.
Det har föreslagits att Valles Marineris är en stor tektonisk "spricka" i Marsskorpan.[3][4]De flesta forskare håller med om att den bildades när skorpan förtjockades i Tharsis-regionen i väster och därefter utvidgades av erosion. Nära klyftans östra sida verkar det finnas kanaler som kan ha bildats av vatten eller koldioxid. Det har också föreslagits att Valles Marineris är en stor kanal som bildas av erosionen av lava som flödat från sidan på Pavonis Mons.[5]
Formationer
Det har funnits många olika teorier om bildandet av Valles Marineris som har förändrats under åren.[6] Idéerna på 1970-talet var erosion av vatten eller termokarstaktivitet, vilket är smältningen av permafrost i glaciärer. Termokarstaktivitet kan bidra, men erosion med vatten är en problematisk mekanism eftersom flytande vatten inte kan existera under de flesta aktuella ytförhållanden på Mars, som vanligtvis har ca 1 procent av jordens atmosfärstryck och ett temperaturområde på 148 - 310 K (−125 - +98 °C). Många forskare håller dock med om att det fanns flytande vatten på Marsytan tidigare och Valles Marineris kan ha förstorats av strömmande vatten vid denna tidpunkt. En annan hypotes från McCauley 1972 är att kanjonerna bildades genom tillbakadragande av underjordisk magma. Runt 1989 föreslogs en teori om bildning genom åtskillnadsbrott. Den teori som idag flest håller med om är att Valles Marineris bildades av klyftfel liknande Östafrikanska klyftan, som senare vidgades genom erosion och kollaps av klyftväggarna. Det har också föreslagits att Valles Marineris bildades av flödande lava.
Bildandet av Valles Marineris tros vara nära kopplat till bildandet av Tharsishöjden. Denna bildades under noakiska epoken till den sena hesperiska epoken, i tre stadier. Det första steget bestod av en kombination av vulkanism och isostatisk upplyftning. Snart fyllde emellertid vulkanismen marsskorpan till en punkt där den inte längre kunde stödja den tillförda vikten av Tharsis, vilket ledde till utbredd förkastningar i de förhöjda områdena i Tharsis. Steg två bestod av mer vulkanism och en förlust av isostatisk jämvikt. Vulkanismens källregioner flyttades från Tharsis, vilket skapade en mycket stor belastning. Slutligen misslyckades skorpan med att hålla upp Tharsis och radiella sprickor bildades, bland annat vid Valles Marineris. Steg tre bestod huvudsakligen av mer vulkanism och asteroidpåverkan. Skorpan, som redan nått sin bristningsgräns, stannade bara på plats och yngre vulkaner bildades. Tharsis-vulkanism involverade mycket lättflytande magma, och bildade sköldvulkaner som liknar de på den Hawaiianska ökedjan, men eftersom det finns mindre eller ingen aktiv plattektonik på Mars ledde hotspotaktiviteten till mycket långa serier av upprepade vulkanutbrott på samma platser, vilket skapade några av de största vulkanerna i solsystemet, inklusive den största, Olympus Mons.[7]
Jordskred har lämnat många avlagringar på botten i Valles Marineris och bidragit till att utvidga den. Möjliga upphov till skred är jordbävningar orsakade av tektonisk aktivitet eller påverkan. Båda typerna av händelser medför seismiska vågor som accelererar marken vid och under ytan. Mars är mycket mindre tektoniskt aktiv än jorden, och det är osannolikt att det finns seismiska vågor av den nödvändiga storleken.[8] De flesta betydande kratrarna på Mars kan härledas till det sena tunga bombardemanget för 4,1 till 3,8 miljarder år sedan (Noakiska perioden), och är äldre än jordskredsavlagringarna i Valles Marineris. Tre kratrar (inklusive kratern Oudemans) har emellertid identifierats, på grund av deras närhet och senare datum, som de vars bildning kan ha orsakat några av jordskreden.[9]
Regioner i Valles Marineris
Noctis Labyrinthus
Noctis Labyrinthus på den västra kanten av Valles Marineris-klyftan, norr om Syria Planum och öster om Pavonis Mons, finns en virvlad terräng som består av enorma block som är kraftigt sprickiga. Den innehåller också kanjoner som går i olika riktningar och omger stora block med äldre terräng. De flesta av de övre delarna av blocken består av yngre sprickigt material som tros vara av vulkaniskt ursprung förknippat med Tharsis höjning. De andra topparna är sammansatta av äldre sprickigt material som också anses vara vulkaniskt ursprung, men skiljer sig från det yngre materialet genom mer robusthet och mer nedslagskratrar. Sidorna på blocken består av odelat material som anses vara grundberg. Utrymmet mellan blocken består huvudsakligen av antingen grovt eller slätt ytmaterial. Det grova materialet tenderar att finnas i den östra delen av Noctis Labyrinthus och tros vara stoft från klippväggarna eller kanske eoliska drivor som täcker grov topografi och jordskred. Det släta ytmaterialet tros vara sammansatt av fluvialt eller basaltiskt material och/eller eoliska dyner som täcker en annars grov och virvlad terräng.[8] Terränger som Noctis Labyrinthus finns ofta i spetsen för utflödeskanaler, som den som utforskas av Pathfinder-uppdraget och dess Sojourner-rover. De tolkas till att vara en plats där nedåtgående flöde blockeras i samband med hinder för markflöde i omfattande översvämningssekvenser.[10] Vätskan kan vara antingen koldioxidis och gas, vatten eller lava. Hypotesen om involverad lava är förknippad med ett förslag om att Noctis Labyrinthus är direkt ansluten till lavarör i sluttningen av Pavonis Mons.[5]
Ius och Tithonium chasmata
Längre öster från Oudemans ligger Ius och Tithonium chasmata parallellt med varandra, Ius i söder och Tithonium i norr. Ius är den bredare av de två och leder till Melas Chasma. Ius har en ås i mitten med namnet Geryon Montes, sammansatt av det odelade bottenberget. Botten i Ius Chasma består mestadels av orört jordskredsmaterial, inte särskilt nedbrutet av nedslag eller erosion. Den södra väggen i Ius, och i mindre utsträckning den norra väggen, har många korta kanjoner som sträcker sig ungefär vinkelräta mot chasmas linje. Dessa dalar har en U-formad knölig framkant som mycket liknar formationer som syns på Coloradoplatån nära Grand Canyon som uppstår genom strömmande grundvatten. Dalen förlängs av den fortsatta erosionen och väggens kollaps.[11]
Tithonium Chasma är väldigt lik Ius, förutom att den saknar de flödeseroderade formationerna på södra sidan och innehåller en liten andel av material som liknar de släta bottenformationerna förutom att den verkar vara ett asknedfall som har eroderats av vinden. Mellan de två kanjonerna består ytan av yngre sprickigt material - lavaflöden och förkastningar genom utvidgningen av Tharsishöjden.[8]
Melas, Candor och Ophir chasmata
Nästa del av Valles Marineris i öster är tre chasmata, som från söder till norr är Melas, Candor och Ophir chasmata. Melas är öster om Ius, Candor är öster om Tithonium och Ophir visas som en oval som går in i Candor. Alla tre chasmata är förbundna med varandra. Botten i Melas Chasma utgörs av ungefär 70 procent yngre massivt material som tros vara vulkanisk aska som piskas upp av vinden till eoliska dyner. Det innehåller också grovt bottenmaterial från erosion av kanjonväggarna. I dessa centrala chasmata finns också en del som är högre än resten av botten, troligen kvar efter den fortsatta tappningen av det andra bottenmaterialet. Runt Melas kanter finns också mycket glidmaterial såsom i Ius och Tithonium chasmata.[8] Detta är också den djupaste delen av Valles Marineris-systemet ned till 11 km under den omgivande ytan. Härifrån är utflödeskanalerna med omkring en 0,03 graders lutning upp till de norra slätterna, vilket innebär att om man fyllde kanjonen med vätska skulle den vara en sjö med ett djup på 1 km innan vätskan kunde rinna ut där.[12]
Materialet i botten av kanjonsystemet mellan Candor och Melas chasmata är räfflat. Detta tolkas till att vara alluviala avlagringar och/eller material som har kollapsat eller dragits samman genom avlägsnande av is eller vatten. Det finns också delar av äldre och yngre massiva bottenmaterial av vulkaniklastiskt ursprung - endast åtskilda i ålder genom kraterfördelning. Det finns också etsat massivt bottenmaterial som är som det yngre och äldre massiva materialet förutom att det har vinderoderade formationer. Det finns också några spiror av homogent material som består av samma material som kanjonväggarna.[8]
Coprates Chasma
Längre mot öster går kanjonsystemet in i Coprates Chasma, vilket är mycket likt Ius och Tithonium chasmata. Coprates skiljer sig från Ius i den östra änden som innehåller alluviala avlagringar och eoliskt material[8] och liksom Ius har skiktade avlagringar, även om avsättningarna i Coprates Chasma är mycket mer väl definierade. Dessa avlagringar fördaterar Valles Marineris-systemet, vilket tyder på erosion och sedimentära processer som senare avbrutits inom systemet. Nyare data från Mars Global Surveyor antyder att ursprunget till dessa lager antingen enbart är en följd av upprepade jordskred, vulkaniskt ursprung, eller att de kan vara botten på en bassäng av antingen flytande eller fast vattenis vilket antyder att de perifera kanjonerna av Valles Marineris-systemet kunde en gång kan ha varit isolerade sjöar bildade genom erosional kollaps. En annan möjlig källa till skiktade avlagringar kan vara vinddrivet material, men skiktens mångfald tyder på att sådant material inte är dominerande. Observera att endast de övre lagren är tunna, medan bottenlagren är mycket stora, vilket tyder på att de nedre lagren var sammansatta av massavfallsberg och de övre lagren kommer från en annan källa.[13] En del av dessa skikt kan ha överförts till botten av jordskred där skikten hålls halvintakta, medan det skiktade avsnittet ser mycket deformerat ut med tjockare och tunnare bäddar som har massor av veck. Den komplexa terrängen kan också vara enbart eroderade sediment från en gammal marssjöbädd och verkar komplex eftersom allt vi har är en flygvy som en geologisk karta och inte tillräckligt med högdata för att se om bäddarna är horisontella. Ett fält med mer än 100 urgröpta koner på botten i Coprates Chasma har tolkats som en uppsättning av små slagg- eller tuffkoner med tillhörande lavaflöden. Kraterdatering anger att de är i mellanåldern och sen Amazonianålder, ungefär 200 till 400 miljoner år gamla.[14][15]
Eos och Ganges chasmata
Längre mot öster ligger Eos och Ganges chasmata. Eos Chasmas västra botten består huvudsakligen av ett etsat massivt material som består av antingen vulkaniska eller eoliska avlagringar som senare eroderats av marsvinden. Den östra änden av Eos chasma har ett stort område med strömlinjeformade åsar och längsgående skåror. Detta tolkas som strömskurna platåavlagringar och material som transporterats och deponerats med strömmande vätska.
Gangis Chasma är en avskjutande chasma av Eos i en allmän öst-väst trend. Gangis botten består huvudsakligen av alluviala avlagringar från kanjonväggarna.[8]
Chryse-regionen
Öster om Eos och Ganges tömmer Valles Marineris ut i Chryse-regionen i de norra slätterna av Mars på en höjd bara 1 km (3 300 fot) över den djupaste punkten i Valles Marineris i Melas Chasma. Utflödesregionerna på norra slätterna liknar terrängen som ses vid Mars Pathfinder landningsplats. En motsvarighet till dessa utflödeskanaler på jorden skulle vara östra den av staten Washington. De ödsliga skabblanden i östra delen av Washington är ett resultat av upprepade katastrofala översvämningar på grund av uppbyggnaden av en isdamm vid huvudet av Missoulasjön i sent Pleistocen. Isdammen skulle blockera vattnet ett tag, men när den brast skulle isen flyta ovanpå den efterföljande översvämningen och stora områden skulle rensas från markjord och vegetation, vilket lämnar ett stort kargt område med "teardrop"-öar, längsgående spår och terrasserade marginaler. Många av dessa funktioner ses också i Mars utflödeskanaler, men i större skala.[16]
Utflödet sker successivt genom flera regioner i kaotisk terräng, Aurorae Chaos och Hydraotes Chaos, och slutligen genom Simud Valles och Tiu Valles in i Chryse Planitia.[10][17]
Referenser
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, 28 Camelopardalis, 30 december 2019.
Noter
- ^ [a b] ”Mars - planet”. Store norske leksikon. http://snl.no/Mars/planet. Läst 31 juli 2012.
- ^ ”WTP: Mars: Valles Marineris”. pds.jpl.nasa.gov. https://pds.jpl.nasa.gov/planets/captions/mars/marscany.htm. Läst 16 juli 2019.
- ^ Wolpert, Stuart (2012-08-09). "UCLA scientist discovers plate tectonics on Mars". UCLA. Hämtad 2012-08-13.
- ^ Lin, An (2012-06-04). "Structural analysis of the Valles Marineris fault zone: Possible evidence for large-scale strike-slip faulting on Mars". Lithosphere. 4 (4): 286–330. Bibcode:2012Lsphe...4..286Y. doi:10.1130/L192.1. Hämtad 2012-10-02.
- ^ [a b] Leone, Giovanni (2014-05-01). "A network of lava tubes as the origin of Labyrinthus Noctis and Valles Marineris on Mars". Journal of Volcanology and Geothermal Research. 277: 1–8. Bibcode:2014JVGR..277....1L. doi:10.1016/j.jvolgeores.2014.01.011.
- ^ Cabrol, N. and E. Grin (eds.). 2010. Lakes on Mars. Elsevier. NY
- ^ Cattermole, Peter; Mars: The Mystery Unfolds; Terra Publishing; 2001. p. 103-104
- ^ [a b c d e f g] Witbeck, Tanaka and Scott, Geologic Map of the Valles Marineris Region, Mars; USGS I-2010; 1991
- ^ Akers, C.; Schedl, A. D.; Mundy, L. (2012). "What Caused the Landslides in Valles Marineris, Mars?" (PDF). 43rd Lunar and Planetary Science Conference. p. 1932. Hämtad 2013-02-11.
- ^ [a b] Rodriguez, J. Alexis P.; Kargel, Jeffrey S.; Baker, Victor R.; Gulick, Virginia C.; et al. (8 September 2015). "Martian outflow channels: How did their source aquifers form, and why did they drain so rapidly?". Scientific Reports. 5: 13404. Bibcode:2015NatSR...513404R. doi:10.1038/srep13404. PMC 4562069. PMID 26346067.
- ^ Howard, Kochel and Holt; Sapping Features of the Colorado Plateau: A Comparative Planetary Geology Field Guide; NASA; 1988.
- ^ Cattermole, 105
- ^ Cattermole 113-114
- ^ Recent volcanic activity and hydrothermal minerals on Mars". Czech Academy of Sciences. 2017-07-19. Hämtad 2017-07-27.
- ^ Brož, P.; Hauber, E.; Wray, J. J.; Michael, G. (2017). "Amazonian volcanism inside Valles Marineris on Mars". Earth and Planetary Science Letters. 473: 122–130. Bibcode:2017E&PSL.473..122B. doi:10.1016/j.epsl.2017.06.003.
- ^ Cattermole, 126
- ^ United States Geological Survey Mars topographic map with feature names
Externa länkar
Wikimedia Commons har media som rör Valles Marineris.
Wikimedia Commons har media som rör
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Media som används på denna webbplats
Deposits from landslides moving in opposite directions (Ophir Labes at upper left, Coprates Labes at lower right) meet on the canyon floor near the junction of Melas and Coprates chasmata, parts of the enormous Valles Marineris canyon system on Mars. This image was obtained by cropping a massive 23,711 × 11,856 pixel mosaic of NASA images, and adjusting in hue and saturation. The original caption for the mosaic reads in part as follows:
This mosaic image of Valles Marineris - colored to resemble the martian surface - comes from the Thermal Emission Imaging System (THEMIS), a visible-light and infrared-sensing camera on NASA's Mars Odyssey orbiter. Mars Odyssey was built by Lockheed Martin and the mission is operated by the Jet Propulsion Laboratory.
Built from more than 500 daytime infrared photos, the mosaic shows the whole valley in more detail than any previous composite photo. Despite the valley's huge extent - including its western extension through Noctis Labyrinthus, it reaches some 3,000 kilometers (2,000 miles) long - the smallest details visible in the image are about the size of a football field: 100 meters (328 feet).Global mosaic of 102 Viking 1 Orbiter images of Mars taken on orbit 1,334, 22 February 1980. The images are projected into point perspective, representing what a viewer would see from a spacecraft at an altitude of 2,500 km. At center is Valles Marineris, over 3000 km long and up to 8 km deep. Note the channels running up (north) from the central and eastern portions of Valles Marineris to the area at upper right, Chryse Planitia. At left are the three Tharsis Montes and to the south is ancient, heavily impacted terrain. (Viking 1 Orbiter, MG07S078-334SP)
Some of the features in this mosaic are annotated in Wikimedia Commons.
View of Ophir Chasma, with a portion of Candor Chasma at the bottom, parts of the enormous Valles Marineris canyon system on Mars. This image was obtained by cropping a massive 23,711 × 11,856 pixel mosaic of NASA images, and adjusting in hue and saturation. The original caption for the mosaic reads in part as follows:
This mosaic image of Valles Marineris - colored to resemble the martian surface - comes from the Thermal Emission Imaging System (THEMIS), a visible-light and infrared-sensing camera on NASA's 2001 Mars Odyssey orbiter. Mars Odyssey was built by Lockheed Martin and the mission is operated by the Jet Propulsion Laboratory.
Built from more than 500 daytime infrared photos, the mosaic shows the whole valley in more detail than any previous composite photo. Despite the valley's huge extent - including its western extension through Noctis Labyrinthus, it reaches some 3,000 kilometers (2,000 miles) long - the smallest details visible in the image are about the size of a football field: 100 meters (328 feet).
NASA's Hubble Space Telescope took the picture of Mars on June 26, 2001, when Mars was approximately 68 million kilometers (43 million miles) from Earth — the closest Mars has ever been to Earth since 1988. Hubble can see details as small as 16 kilometers (10 miles) across. The colors have been carefully balanced to give a realistic view of Mars' hues as they might appear through a telescope. Especially striking is the large amount of seasonal dust storm activity seen in this image. One large storm system is churning high above the northern polar cap (top of image), and a smaller dust storm cloud can be seen nearby. Another large dust storm is spilling out of the giant Hellas impact basin in the Southern Hemisphere (lower right).
2001 Mars Odyssey THEMIS infrared image mosaic of Ius Chasma, colored to resemble the actual color of Mars.
With a length great enough to stretch from New York City to Los Angeles, Valles Marineris is the Grand Canyon of Mars. Scientists think the canyons cutting into the rim developed as subsurface water escaped and the ground collapsed - a process called "sapping." The side canyons extending from the south rim in this scene are termed the Louros Valles.
Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) colorized topographic map of part of the western hemisphere of Mars, showing the region of Valles Marineris and its associated outflow channels.
Many of the features on this map are annotated in Wikimedia Commons.
As the sun rises over Noctis Labyrinthus (the labyrinth of the night), bright clouds of water ice can be observed in and around the tributary canyons of this high plateau region of Mars. This color composite image, reconstructed through violet, green, and orange filters, vividly shows the distribution of clouds against the rust colored background of this Martian desert.
The picture was reconstructed by JPL's Image Processing Laboratory using in-flight calibration data to correct the color balance.
Scientists have puzzled why the clouds cling to the canyon areas and, only in certain areas, spill over onto the plateau surface. One possibility is that water which condensed during the previous afternoon in shaded eastern facing slopes of the canyon floor is vaporized as the early morning sun falls on those same slopes. The area covered is about 10,000 square kilometers (4000 square miles), centered at 9 degrees South, 95 degrees West, and the large partial crater at lower right is Oudemans. The picture was taken on Viking Orbiter 1's 40th orbit.NASA World Wind - Mars (MOLA Shaded elevation Layer)