MARS. 1998, Mars Global Surveyor. Olympus Mons 600 km szerokości 27km wysokości. Ascraeus Mons 400 km szerokość 26 km wysokość

Transkrypt

1 MARS 1998, Mars Global Surveyor Olympus Mons 600 km szerokości 27km wysokości Ascraeus Mons 400 km szerokość 26 km wysokość

2

3 Parametry i dane orbitalne

4 Parametry Marsa Masa ^24 kg 10.7% MZ Gęstość 3933 kg/m^3 71.3% GZ Promień równikowy 3397 km 53.3% RZ Promień biegunowy 3375 km 53.1% BZ g na powierzchni 3.69 m/s^2 37.7% gz Prędkość ucieczki 5.03 km/s 45% vz GM ^6 km^3/s^ % Z Nasłonecznienie W/m^2 43.1% NZ Temperatura pow. 210 K Ilość naturalnych satelitów - 2, Brak systemu pierścieni.

5 Parametry orbitalne Średnia odległość Perihelium Aphelium AU ^6 km ^6 km Mimośród największy po Merkurym Nachylenie Okres orbitalny (syderyczny) d = 1.88 lat Okres obrotu (syderyczny) Nachylenie osi obrotu h 25.19^o Długość dnia (okres synodyczny) h

6 Atmosfera

7 CO_2 95% N_2 2.7% Ar 1.6% O_2 0.13% CO 0.07% H_2O O_ % He % Kr % 0-0.1% warstwa 10 m Xe % CH4 śladowa ilość odkryto w 2004 roku Atmosfera wyjątkowo sucha, bardzo rzadka (0.007 barów, tj. tyle ile ciśnienie atmosfery Ziemi na wysokości 30 km). Ma zdolności utleniające (stąd czerwono-rdzawe zabarwienie minerałów powierzchniowych zawierających żelazo. Szczególnie w zimie wiele szronu H_2O i CO_2.

8 Metan w atmosferze CH4 reaguje z jonami OH obecnymi w atmosferze, tworząc H20 i CO2,w ciągu kilkuset lat powinien zniknąć z atmosfery. Koncentracje CH4 największe przy równiku, w rejonie Meridani i miejscu lądowania Opportunity. Hecates Tholus wulkan odpowiedzialny prawdopodobnie za dostarczanie CH4 do atmosfery

9 Woda i tlen w atmosferze Ilość pary wodnej w atmosferze zmienia się zależnie od szerokości geograficznej, pór roku, pory dnia i miejsca na planecie. Para wodna podlega procesom kondensacji/sublimacji oraz adsorpcji/desorpcji (Adsorpcja - zjawisko gromadzenia się jakiejś substancji (adsorbatu) na powierzchni ciała stałego lub cieczy. ) do dziś działa cykl wodny: podczas lata północna czapa CO_2 całkowicie sublimuje, wraz z ukrytą pod nią warstwą lodu i zawartość wody w atmosferze osiąga do 90 m (obszary południowe nawet podczas lata nie sublimują w całości czap CO_2, nie wykryto wzrostu zawartości wody) ozon - głównie nad obszarami biegunowymi

10 Temperatura i ciśnienie Średnia temp. powierzchni 210K, bez efektu cieplarnianego byłaby o 4K niższa. Wahania dzienne temp. ~100K (w czasie burz pyłowych wahania dziennej temperatury w troposferze i mezosferze są większe). Do 200 km dominuje CO_2, km O, >400km H

11 Temperatura powierzchni Marsa

12 Wiatry Wiatry od 1-10 m/s, w czasie burz piaskowych od 20 do ponad 100m/s Cyrkulacja inna niż na Ziemi: - powierzchnia jest niemal w stanie równowagi termodynamicznej (brak oceanów) - słabe prądy wstępujące - jedna z półkul jest zazwyczaj cieplejsza niż druga (z wyjątkiem równonocy) > przepływ następuje pomiędzy półkulami W rezultacie cyrkulacja następuje wzdłuż jednej dużej komórki Hadleya zawartej pomiędzy północną a południową półkulą, a znaczna siła Coriolisa wywołuje cyrkulację zonalną (bez większych zawirowań)

13 Chmury Chmury podzielić można na: mgły poranne - zamarzające nocą powierzchniowe cząsteczki lodu sublimują pod wpływem pierwszych promieni Słońca konwekcyjne - masy powietrza unoszące się w górę na skutek rozgrzania powierzchni. Pokrywają spory obszar i utrzymują się na wys.4-6km. Animacja chmur nad miejscem lądowania Phoenixa w ciągu 10 min. orograficzne - powstające przy wysokich wulkanach gdy rozgrzane powietrze wędruje po zboczach, aż na określonej wysokości cząsteczki pary wodnej ulegają kondensacji cyklony - powstają na zderzeniu mas powietrznych napływających z rejonów biegunowych i równikowego

14 Mgła w Noctis Labyrinthis (10S, 95W) - zachodni koniec Valles Marinieris Mgła zalega niemal ciągle głębokie wąwozy, a czasem pokrywa cały płaskowyż. Skład: lód wodny.

15 Chmura orograficzna wokół Olympus Mons (lód wodny)

16 Burze pyłowe Podczas trwania zimy na półkuli północnej pojawiają się dwie struktury dynamiczne: burze pyłowe (na półkuli północnej) i silne wiatry (na południowej) unoszące lotny materiał z powierzchni. Uniesione chmury pyłowe prowadzą do ochłodzenia atmosfery przy powierzchni, natomiast w odległości kilku, kilkunasto-kilometrowej następuje jej rozgrzanie - stąd silne wiatry. W ciągu kilku dni pyłowa chmura ogarnia całą planetę, nie ma tym samym źródła różnicy temperatur i proces kończy się.

17 Zdjęcia dostarczone przez lądownik Viking1. Na pierwszym planie kamień nazywany Big Joe. Kolejne zdjęcia przedstawiają w jaki sposób pył przesłania w kolejnych dniach przeźroczystość atmosfery. Burza pyłowa w dniu Mars w czerwcu 2001 roku i podczas burzy piaskowej we wrześniu 2001

18 Słupy pyłu Mars Reconnaissance Orbiter,16 luty 2012 Gorące powietrze, unosząc pyły, wznosi się na skutek rozgrzania powierzchni ku górze. Wysokość słupa 800 m

19 Wywiane pasma marsjańskie

20 Wydmy

21 Ciemne wydmy Na lewo przy biegunie północnym, Na dole - Nili Patera Kolory oznaczają temperaturę powierzchni: niebieski najzimniejszy, czerwony - najcieplejszy

22 Ciemne wydmy (pył wulkaniczny) wnętrze krateru Rabe Nazywane bazaltowymi wydmami, składają się głównie z popiołów wulkanicznych częste na Marsie, rzadko występujące na Ziemi. Wiek ok.100mln lat.

23 Magnetosfera

24

25 Lokalne pole magnetyczne

26 Lokalne pole najsilniejsze na Terra Sirenum (p. południowa, ok.180^o) na półkuli pólnocnej wokół 0^o, unikając miejsc dużych spadków: basenów Argyre i Hellas wyniki rok 1999

27

28 Żółty - magma, czerwono-niebieski -> namagnesowana warstwa skorupy Wstęgi namagnesowanej skorupy tworzyły się w czasie, gdy na Marsie aktywnie działał proces dynama i Mars był geologicznie aktywny. Lawa (o stosunkowo znacznej zawartości Fe) zastygając uwieczniła dawne pole magnetyczne i zmiany jego kierunków. Gdy jądro ostygło, ustał proces dynama i globalne pole magnetyczne zanikło pozostawiając ślady lokalne.

29 Mapa magnetyczna Marsa, Global Surveyor wyniki z 5.5 lat Tereny nienamagnesowane to północne równiny, obszary wulkaniczne i baseny uderzeniowe

30 Demagnetyzacja

31 Anomaliom magnetycznym towarzyszą uskoki Magnetyzacja powierzchniowa skał ukazuje liniowy charakter zmian a uskoki leżą niemal wzdłuż linii anomalii. Valles Marineris 4000km Cerberus Rupes między Elysium a Atlanta Planitia. Uskoki ciągną się ok km

32 Mars Express 11 sierpień zorza na Marsie (Terra Cimmeria )

33 1. Mars obecnie jest pozbawiony pola magnetycznego, lecz w przeszłości posiadał pole podobne do ziemskiego. 2. Namagnesowane miejsca skorupy Marsa wykazują 30-krotnie większe natężenie pola niż podobne tereny na Ziemi. 3. Brak namagnesowanych terenów w obszarze dużych basenów uderzeniowych pozwolił na ustalenie momentu wygaśnięcia dynama na 3.5mld lat temu, w tym czasie planeta miała wystarczająco gęstą atmosferę, aby po jej powierzchni płynęła woda 4. Wiatr słoneczny, w nieobecności pola magnetycznego, wywołał erozję atmosfery Marsa i utratę wody. 5. Silne lokalne pola magnetyczne stanowią ochronę przed wiatrem słonecznym uniemożliwiają w tych miejscach erozję atmosfery. Jonosfera nad tymi miejscami położona jest najwyżej - od 400 do ponad 1000 km.

34 6. brak dynama wskazuje, że wnętrze musi być albo całkowicie zestalone, albo całkowicie płynne, brak ruchów konwekcyjnych 7. aby wnętrze było zestalone, domieszką do żelaza powinien być nikiel (temp. topnienia 3000K, w odróżnieniu do topnienia mieszanki Fe -S (2000K), ale wydaje się, że stop żelazowoniklowy nie miał warunków aby oddzielić się i opaść do środka 8. aby wnętrze nadal było płynne, domieszką powinna być siarka

35 Budowa wewnętrzna Marsa

36 Wnętrze Marsa Skorupa średnio km, do 150km (Hellas 10km, Tarsis 70km, głównie bazalty Płaszcz bogatszy w Fe, uboższy w Al w por. z Ziemią

37 Zawartość wody w skorupie Megaregolit - grubość setki metrów Zasoby biegunowe lodu równoważne 6-30 m wody rozprowadzonej po całej powierzchni globu.

38 TOPOGRAFIA MARSA

39 Cechy powierzchni

40 O.M. Chryse Utopia Tharsis V.M. Argyre Hellas Elysium Mons

41 dychotomia Marsa: półkula północna to młodsze, wulkaniczne równiny, półkula południowa stara - pokraterowane, wysokie płaskowyże Płaskowyż Tharsis - wybrzuszenie równikowe, otoczone zarówno starym jak i nowym terenem, szerokość 8000km, wysokość 10km, zawiera 3 wielkie wulkany wystające o kolejne 15 km ponad jego powierzchnię: od lewego dolnego Arsia (18km), Pavonis (20km) i Ascraeus Mons (26km) Olympus Mons - na skarju Tharsis, najwyższy wulkan US (27 km)

42 Prądy konwekcyjne w płaszczu, odpowiedzialne za wybrzuszenie rejonu Tharsis. Różnica między gorącymi i zimnymi obszarami ~100K, Gorace, mniej gęste wypływają na powierzchnię.

43 Wulkanizm

44 Wulkany Tharsis

45 Caldera ma wymiary 65x80 km i 3 km głębokości, Olympus Mons, wysokość 27km, podstawa 600km, otoczony klifem o wysokości 8 km, poprzerywanym wypływem lawy. Brak kraterów świadczy o stosunkowo niedawnym ustaniu działalności

46 Ascraeus Mons, 26km wysokości, 400 km średnica Zapadnięte kanały lawowe na zboczach -> tego wulkanu. Kolor czerwony powierzchnia kamienista Niebieski pył i piasek

47 Hecates Tholus stosunkowo świeży wypływ lawy

48 Uranius Tholus, jeden z małych wulkanów Tharsis (3km, 60km). Starszy niż Olympus Mons (kratery), otaczająca równina młodsza niż wulkan (jeden z kraterów zalany lawą). Wiek wulkanu ok. 3mld lat

49 Biblis Patera Patery to pozostałości po najstarszych wulkanach. Ściany wewnętrznej caldery- zapadnięte

50 Zestalone strumienie lawy, w pobliżu Elysium Mons, niektóre o grubości 60 m, prawdopodobnie bazalty

51 Zamarznięte jezioro na Marsie pokryte pyłem wulkanicznym (Elysium Planitia) km, 45m głębokość (rozmiar Morza Północnego), wiek ~5 mln lat, 5 stopni na północ od równika ESA- Mars Express luty 2005

52 Tektonika

53 Tektonika Ruchy rozciągające - uskoki( Vallis Marinieris) Ruchy kompresyjne - grzbiety (Hesperia Planum)

54 Valles Marinieris największy kanion na Marsie, ponad 4000 km długości, średnio 8 km głębokości. Rozciąga się od łukowatego terenu Noctis Labyrintus, na wschód. Rozpadlina powstała wskutek ruchów tektonicznych i zmodyfikowana przez spływ wody. Szeroko rozbudowane kanały kierują się na północ ku basenowi Chryse

55

56 Valles Marinieris liniowość uskoków wskazuje na tektoniczne pochodzenie. Długość odcinka na zdjęciu 475 km.

57 Rozpadlina (Chasma) Gangis w Valles Marinieris, zmodyfikowana różnymi procesami Południe Równina Aurora, 5km wyższa, pokraterowana skarpa Krater uderzeniowy wypełniony lawą i piaskiem Nawisy skalne Północ Pole gruzów

58 Rozpadliny

59 Grzbiety Hesperia Planum (29N, 241 W)

60 Mapa kanałów odpływowych (czerwony) i kanionów (żółty) Kanały odpływowe gwałtowny wylew na powierzchnie a następnie zapadanie się podziemnych zbiorników wodnych Kaniony podmywanie przez wody gruntowe

61 Obecność wody (dawniej i dziś)

62 Kanał odpływowy Ravi Vallis (1S, 42W), 300 km długości początek

63 Wyspy utworzone w miejscach gdzie woda napotykała przeszkody Szerokość kraterów 8-10km Wysokość brzegu pdn krateru 600m, płn. 400m

64 Sieć rzeczna

65 Ślady po świeżym wypływie wody Mars Global Surveyor Lądownik Phoenix 31 lipca 2008 roku stwierdził bezpośrednio obecność wody w próbce regolitu, pobranej w okolicach biegunowych. 28 września 2015 roku NASA ogłosiła, że znaleziono dowody na obecność ciekłej słonej wody na powierzchni planety.

66 Żleby (rowy) zazwyczaj na południowych stokach kraterów (krater Newton)

67 GMS 1999 GMS 2005

68 Erozja wywołana wiatrem

69 Erozja wywołana wiatrem stoki wulkana Olympus Mons

70 Procesy sublimacyjne

71 Spiralne wąwozy biegun północny

72 Złoża suchego lodu (lodu CO2) Mars Reconaissance Orbiter, 2011, 2010 Wiosna na półkuli północnej depozyty lodu dwutlenku węgla. W miarę rozgrzewania powierzchni lód CO2 sublimuje unosząc ze sobą ziarna piasku.

73 Fontanny CO_2 zmieszanego z piaskiem Około 50 m Sezon zaczyna się wiosną i trwa 3-4 miesiące

74 Szczególne twory na powierzchni Marsa

75 Cydonia 1976 Viking 2001 MO

76 animacja

77 Kanały? Teren Galaxias Fossae na równinie Utopia

78 Jaskinie - Seven sisters na zboczach Arsia Mons

79 Ocean Borealis? Jeżeli kanały były aktywne wszystkie na raz to mógł mieć nawet kilka km głębokości

80 Shergotty (Indie) -1865, Nakhla (Egipt) 1911 Chassigny (Francja) 1815 SNC meteoryt z Antarktydy bazalt uformowany 180 mln lat temu

81 Krater 34x18km źródło SNC? Uskoki tektoniczne Ceraunius Tholus

82 Viking lander1 - Chryse Planitia, skały bazaltowe bogate w utlenione Fe i omieszki S

83 Viking Lander2 - Utopia Planitia, ślady szronu

84 Opportunity blueberries Skład: znaleziono hematyt (Fe2O3) z domieszką minerałów siarkowych wskazujące na formowanie się w słonej wodzie

85 Historia Marsa Powstawał w tym samym czasie co wszystkie inne planety (4.6 mld lat temu. Miejsce, w którym powstawał było obfitsze w Fe i H_2O niż to, gdzie tworzyła się Ziemia Ciepło akrecyjne wystarczyło do bardzo wczesnego stopienia wszystkich materiałów i jądro wytworzyło się bardzo szybko. Mars bardzo szybko stał się gorący i o zróżnicowanym wnętrzu. Przez pierwsze kilkaset mln lat bardzo aktywne były prądy konwekcyjne płaszcza, dając w rezultacie silną aktywność wulkaniczną. Powierzchnia Marsa była w tym czasie całkowicie zalana lawą. Aktywność wulkaniczna, choć mniej nasilona, trwała dłużej niż koniec epoki bombardowania.

86 podczas różnicowania się wnętrza, żelazo podlegało utlenianiu (tlen pobierany z wody), a znaczne ilości wodoru uwalniane były do atmosfery (początkowa zawartość wody rzędu kilkuset metrowego oceanu) gdy ciepło akrecyjne rozproszyło się w przestrzeni, ruchy konwekcyjne płaszcza ustały a działalność wulkaniczna ograniczona została tylko do kilku terenów. szybkiemu oziębianiu towarzyszyła pękanie skorupy stąd Valles Marinieris i podobne grzbietowe doliny po ustaniu aktywności wulkanicznej skończył się okres gęstej atmosfery Marsa

87 Literatura